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El gas molecular en las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo

Javier Graciá Carpio O BSERVATORIO A STRONÓMICO NACIONAL —I NSTITUTO G EOGRÁFICO NACIONAL —

D IRECTORES : Dr. Pere Planesas Bigas y Dr. Santiago García Burillo

Memoria de la tesis doctoral Departamento de Física Teórica Facultad de Ciencias Universidad Autónoma de Madrid Madrid, 2009

I

II

Índice general Lista de acrónimos

V

1. Introducción

1

2. Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

5

2.1. Definición convencional de LIRG y ULIRG . . . . . . . . . . . . . . .

5

2.2. Imágenes en el óptico y el infrarrojo cercano . . . . . . . . . . . . . . .

7

2.2.1. Interacciones galácticas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

7

2.2.2. Formación de galaxias elípticas . . . . . . . . . . . . . . . . .

10

2.3. Espectroscopia en el óptico y el infrarrojo cercano . . . . . . . . . . . .

10

2.3.1. La función de luminosidad y su evolución con z

. . . . . . . .

10

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

13

2.4. Observaciones en el ultravioleta . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

17

2.5. Observaciones en el infrarrojo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

19

2.3.2. Actividad nuclear

3. Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

23

3.1. La molécula de H2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

23

3.2. La molécula de CO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

25

3.2.1. El factor de conversión XCO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

27

3.2.2. Observaciones de CO con antena única . . . . . . . . . . . . .

29

3.2.3. Observaciones de CO con elevada resolución espacial . . . . .

32

3.2.4. La ley de Kennicutt-Schmidt

. . . . . . . . . . . . . . . . . .

35

3.3. El gas molecular denso . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

41

3.3.1. Observaciones de gas denso con antena única . . . . . . . . . .

42

3.3.2. El factor de conversión XHCN . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

46

3.4. Química del gas molecular . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

48

0 HCN(1−0)

3.4.1. Los cocientes L

0 CO(1−0)

/L

0 HCN(1−0)

/L

. . . . .

51

3.4.2. La abundancia de HCN y HCO en nuestra galaxia . . . . . . .

55

+

III

y L

0 HCO+ (1−0)

Índice general

IV

3.4.3. Química del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs . . . . 3.5. Excitación radiativa o bombeo infrarrojo . . . . . . . . . . . . . . . .

58 60

4. Motivación de la tesis

63

5. Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

67

5.1. Selección y clasificación de la muestra . . . . . . . . . . . . . . . 5.2. Observaciones y resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.3. Análisis multifrecuencia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.3.1. Propiedades infrarrojas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.3.2. Propiedades del radiocontinuo . . . . . . . . . . . . . . . . 5.3.3. Propiedades del gas molecular frente a la emisión infrarroja 5.4. Conclusiones finales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . .

. . . . . . .

68 80 105 105 120 134 144

6. Distribución del gas molecular en IRAS 10190+1322

147

7. Estudio del gas molecular denso en una muestra de LIRGs y ULIRGs (I)

155

8. Estudio del gas molecular denso en una muestra de LIRGs y ULIRGs (II)

165

9. Propiedades del gas molecular denso en APM 08279+5255

189

10. Conclusiones finales

203

Apéndices

211

A. B. C.

Descripción del modelo de emisión infrarroja concentrada . . . . . . . 213 Descripción del modelo de emisión infrarroja distribuida . . . . . . . . 217 Resultados del ajuste con el modelo de emisión infrarroja concentrada . 221

Bibliografía

229

Publicaciones

249

Lista de acrónimos A&A

Astronomy and Astrophysics

A&AS

Astronomy and Astrophysics Supplement

ADS

SAO/NASA Astrophysics Data System

AGN

Active Galactic Nucleus

AJ

Astronomical Journal

ALMA

Atacama Large Millimeter/submillimeter Array

Ap&SS

Astrophysics and Space Science

ApJ

Astrophysical Journal

ApJS

Astrophysical Journal Supplement

ARA&A

Annual Review of Astronomy and Astrophysics

BGS

IRAS Bright Galaxy Sample

BIMA

Berkeley Illinois Maryland Association

CARMA

Combined Array for Research in Millimeterwave Astronomy

CDF-S

Chandra Deep Field-South

CDS

Centre de Données astronomiques de Strasbourg

CLASS

Continuum and Line Analysis Single-dish Software

CND

Circumnuclear Disk

CSIC

Consejo Superior de Investigaciones Científicas

DSS

Digitized Sky Survey

EAS

European Astronomical Society

ESA

European Space Agency

FIR

Far-Infrared

V

Lista de acrónimos

VI

FIRST

Faint Images of the Radio Sky at Twenty centimeters

FSC

IRAS Faint Source Catalog

FSCR

IRAS Faint Source Catalog Rejects

FWHM

Full Width at Half Maximum

GALEX

Galaxy Evolution Explorer

GILDAS

Grenoble Image and Line Data Analysis System

GMC

Giant Molecular Cloud

HST

Hubble Space Telescope

HyLIRG

Hyperluminous Infrared Galaxy

IEM

Instituto de Estructura de la Materia

IGN

Instituto Geográfico Nacional

IMF

Initial Mass Function

IPAC

Infrared Processing and Analysis Center

IR

Infrared

IRAM

Instituto de Radioastronomía Milimétrica

IRAS

Infrared Astronomical Satellite

ISO

Infrared Space Observatory

IUE

International Ultraviolet Explorer

JCMT

James Clerk Maxwell Telescope

LAMDA

Legacy Archive for Microwave Background Data

LINER

Low-Ionization Nuclear Emission-Line Region

LIRG

Luminous Infrared Galaxy

LVG

Large Velocity Gradient

MAMBO

Max-Planck Millimeter Bolometer array

MIR

Mid-Infrared

MNRAS

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society

NASA

National Aeronautics and Space Administration

NED

NASA/IPAC Extragalactic Database

Lista de acrónimos

VII

NICMOS

Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer

NIR

Near-Infrared

NRAO

National Radio Astronomy Observatory

NVSS

NRAO VLA Sky Survey catalog

OAN

Observatorio Astronómico Nacional

OVRO

Owens Valley Radio Observatory

PAHs

Polycyclic Aromatic Hydrocarbons

PASJ

Publications of the Astronomical Society of Japan

PASP

Publications of the Astronomical Society of the Pacific

PdBI

Plateau de Bure Interferometer

PDR

Photon-Dominated Region / Photodissociation Region

PG QSO

Palomar-Green Quasi-Stellar Object

PSC

IRAS Point Source Catalog

RBGS

IRAS Revised Bright Galaxy Sample

RLO

Radio-Loud Object

SAO

Smithsonian Astrophysical Observatory

SCUBA

Submillimetre Common-User Bolometer Array

SDSS

Sloan Digital Sky Survey

SED

Spectral Energy Distribution

SFE

Star Formation Efficiency

SFR

Star Formation Rate

SIS

Superconductor-Insulator-Superconductor

SMBH

Supermassive Black Hole

SPH

Smoothed Particle Hydrodynamics

ULIRG

Ultraluminous Infrared Galaxy

UV

Ultraviolet

VLA

Very Large Array

VLBI

Very Long Baseline Interferometry

Lista de acrónimos

VIII

XDR

X-ray Dominated Region / X-ray Dissociation Region

YSO

Young Stellar Object

IX

X

1 Introducción Si bien ya se conocía desde hacía varios años mediante observaciones terrestres el hecho de que algunas galaxias cercanas son capaces de emitir grandes cantidades de energía en el rango infrarrojo, llegando en algunos casos a ser incluso más intensas que en el óptico (e.g., Kleinmann & Low 1970a,b; Rieke & Lebofsky 1979), no es hasta el año 1983, con el lanzamiento del satélite espacial IRAS (Infrared Astronomical Satellite, Neugebauer et al. 1984), cuando se confirma la existencia de una clase de galaxias extremadamente luminosas en el infrarrojo. Con IRAS fue posible realizar la primera exploración en el infrarrojo lejano y medio de prácticamente todo el cielo, detectándose decenas de miles de galaxias que en muchos casos habían escapado a las exploraciones ópticas por ser su emisión en ese rango demasiado débil (Soifer et al. 1987a). Durante los años posteriores a su lanzamiento se llevaron a cabo gran cantidad de estudios de las fuentes IRAS con la intención de conocer su naturaleza, determinar sus distancias, y calcular a partir de ellas sus luminosidades. De entre todos los objetos detectados, unas pocas galaxias parecían poseer luminosidades infrarrojas por encima de 1011 y 1012 luminosidades solares (L = 3.826 · 1026 W). A estos tipos de galaxias se les dio el nombre de galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo (LIRGs y ULIRGs, según sus acrónimos en inglés). En la actualidad se sabe que las LIRGs y las ULIRGs tienen muchas más propiedades comunes además de sus luminosidades infrarrojas extremas. En torno a la mitad de las LIRGs y prácticamente todas las ULIRGs muestran en sus imágenes ópticas e infrarrojas signos evidentes de interacciones presentes o pasadas entre dos o más galaxias espirales (e.g., Murphy et al. 1996; Veilleux et al. 2002; Wang et al. 2006). A través de observaciones milimétricas de la emisión rotacional de las moléculas de CO y HCN se ha comprobado que las LIRGs y las ULIRGs poseen enormes cantidades de gas molecular en su interior (Sanders et al. 1991; Solomon et al. 1997), y que este gas se encuentra generalmente en una fase densa (Solomon et al. 1992; Gao & Solomon

1

2

Introducción

2004a,b), concentrado en los kiloparsecs centrales de las galaxias (Downes & Solomon 1998; Bryant & Scoville 1999). Mediante simulaciones numéricas de N cuerpos e hidrodinámicas se ha demostrado que dicha concentración es debida a las interacciones galácticas antes mencionadas (e.g., Barnes & Hernquist 1991; Mihos & Hernquist 1996; Cox et al. 2006). El polvo y el gas molecular, inicialmente distribuidos en los discos de las galaxias, son capaces de perder gran parte de su momento angular como consecuencia de la interacción, y caen hacia las regiones nucleares, produciendo por un lado intensos brotes de formación estelar, y por el otro el oscurecimiento de la emisión óptica y ultravioleta procedente de las estrellas recién formadas. A su vez, la concentración del gas molecular en los núcleos de las galaxias puede producir la activación de un agujero negro supermasivo a través de la caída de gas molecular en su disco de acreción (e.g., Sanders et al. 1988a). De esta forma, las enormes luminosidades infrarrojas de las LIRGs y las ULIRGs pueden explicarse mediante procesos de formación de estrellas masivas o la creación de un núcleo activo galáctico, también llamado AGN (Active Galactic Nucleus), en los que la emisión óptica y ultravioleta es absorbida por el polvo y reemitida térmicamente en forma de radiación infrarroja. Cuál de estos dos fenómenos es el que domina la luminosidad de las galaxias infrarrojas es una pregunta aún por resolver en muchos casos. Si bien parece claro que para las LIRGs menos luminosas la principal contribución a la luminosidad total es la procedente de la reemisión térmica del polvo que rodea a regiones de intensa formación estelar, el aumento con la luminosidad infrarroja del porcentaje de galaxias activas clasificadas en el óptico como de los tipos LINER, Seyfert 2 y Seyfert 1 (Veilleux et al. 1995, 1999a) parece indicar que la contribución de un AGN oscurecido puede ser significativa en los casos más extremos de galaxias infrarrojas. Aún suponiendo que toda la emisión infrarroja de las LIRGs y las ULIRGs tiene su origen en la formación de estrellas, la contribución de estas galaxias a la densidad de formación estelar en el Universo local es mucho menor que la de las galaxias starburst de menores luminosidades (Brinchmann et al. 2004). Esto es debido a que a z < 0.1 únicamente el ∼0.3 % de las galaxias con luminosidades bolométricas mayores de 1010 L son a su vez LIRGs o ULIRGs (Soifer et al. 1987b). Sin embargo, el descubrimiento de las galaxias submilimétricas, inicialmente llamadas galaxias SCUBA, a finales de los años noventa reveló que las galaxias infrarrojas fueron mucho más abundantes a edades más tempranas del Universo (e.g., Smail et al. 1997; Hughes et al. 1998; Blain et al. 1999, 2002). Resultados recientes obtenidos con el satélite espacial Spitzer (Werner

Introducción

3

et al. 2004) han confirmado que a z > 0.7 la historia de la formación estelar estuvo dominada por galaxias con luminosidades infrarrojas mayores de 1011 L (Pérez-González et al. 2005; Le Floc’h et al. 2005; Reddy et al. 2008). Dichas galaxias posiblemente sean las homólogas a elevados desplazamientos al rojo de las LIRGs y las ULIRGs locales, por lo que el estudio de las propiedades de las galaxias infrarrojas no sólo nos permite comprender los casos más extremos de formación estelar y actividad nuclear del Universo local, sino que además puede servir para entender la formación y evolución de las galaxias en el Universo joven. Independientemente de cuál sea el proceso que domine la luminosidad bolométrica total de las LIRGs y las ULIRGs, el gas molecular en su interior interviene de forma directa en la activación y posterior declive de la fase infrarroja. El estudio de sus propiedades es por tanto clave para comprender las leyes que regulan la formación estelar y la actividad nuclear en este tipo de objetos. Sin embargo, pese a haberse obtenido avances significativos en la comprensión del comportamiento del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs, quedan aún muchas incógnitas pendientes por resolver. Por ejemplo, no se sabe prácticamente nada sobre la evolución de las propiedades del gas molecular a medida que avanza el estado de la interacción, desde el momento en que las galaxias se aproximan por primera vez hasta que terminan por fusionarse. Se desconoce igualmente la importancia relativa del gas molecular en la emisión infrarroja para cada uno de los distintos tipos de actividad nuclear de las LIRG y las ULIRGs (galaxias HII, LINER, Seyfert 2 y Seyfert 1). Además, apenas se han estudiado las leyes que regulan la formación estelar en este tipo de objetos, es decir, cómo afectan las interacciones galácticas a leyes empíricas de la formación estelar como la ley de Kennicutt-Schmidt (Schmidt 1959; Kennicutt 1998b), determinada principalmente a partir de muestras de galaxias menos luminosas. Por último, los diferentes campos de radiación producidos por los procesos de formación estelar y los AGNs pueden afectar de manera distinta al gas molecular, modificando sus propiedades físicas y químicas. El estudio de dichas propiedades podría, en teoría, permitir diferenciar entre un campo de radiación y otro mediante diagnósticos de cocientes de líneas moleculares, similares a los cocientes de líneas atómicas en emisión convencionalmente utilizados en el óptico y el infrarrojo (e.g., Veilleux & Osterbrock 1987; Genzel et al. 1998; Kewley et al. 2006). En esta tesis doctoral hemos intentado dar respuesta a cada una de estas preguntas analizando las propiedades del gas molecular en varias muestras de LIRGs y ULIRGs especialmente seleccionadas. Para ello hemos hecho uso de los telescopios más sensi-

4

Introducción

bles del mundo en el rango de longitudes de ondas milimétricas: el radiotelescopio de 30 metros de IRAM (Instituto de Radioastronomía Milimétrica), situado en la provincia de Granada, y el interferómetro milimétrico de Plateau de Bure, también de IRAM, situado cerca de Grenoble. Con ellos hemos observado la emisión de las transiciones rotacionales de las moléculas de CO, HCN y HCO+ , seleccionadas por su elevada abundancia en el medio interestelar y por trazar de forma adecuada las propiedades físicas y químicas de las diferentes fases del gas molecular. La estructura de este trabajo de tesis es la siguiente. En los capítulos 2 y 3 describimos de forma detallada las propiedades más importantes de las galaxias infrarrojas, diferenciando entre los distintos rangos espectrales en los que han sido estudiadas. En el capítulo 4 presentamos las motivaciones y objetivos que nos han llevado a escribir esta tesis doctoral. Los resultados de nuestras observaciones del gas molecular en varias muestras de LIRGs y ULIRGs locales, encaminadas a responder las preguntas planteadas anteriormente, se describen en los capítulos 5, 6, 7 y 8. En el capítulo 9 se presentan los resultados de las observaciones de gas molecular denso en la galaxia activa, hiperluminosa en el infrarrojo, APM 08279+5255, situada a z = 3.9. Por último, en el capítulo 10 resumimos las principales conclusiones a las que hemos llegado en este trabajo.

2 Propiedades de las LIRGs y ULIRGs La característica que posiblemente más ha dificultado el estudio de las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo (LIRGs y ULIRGs) sea la elevada opacidad del medio interestelar en sus regiones centrales. Dicha opacidad hace que en determinados rangos espectrales sea imposible estudiar algunas de sus propiedades más importantes, siendo para ello necesario recurrir a observaciones en otros rangos del espectro electromagnético. Por ejemplo, en los rangos óptico y ultravioleta es posible estudiar los efectos de las interacciones en los discos galácticos, donde la opacidad no es muy alta. Sin embargo, los kiloparsecs centrales de las galaxias, donde se produce la mayor parte de la emisión, suelen permanecer ocultos en esos rangos de longitudes de onda y sólo son accesibles mediante observaciones en rayos X, el infrarrojo o el radiocontinuo, que están mucho menos afectadas por la absorción del polvo. Es por eso que en este capítulo hemos optado por describir las principales propiedades de las LIRGs y las ULIRGs en función de los distintos rangos espectrales en los que estas han sido observadas. Ésta no pretende ser una descripción exhaustiva de todas y cada una de las propiedades de las galaxias infrarrojas, sino que nos concentraremos en sus propiedades más importantes y relevantes para este trabajo de tesis. Para obtener más información sobre las propiedades de las LIRGs y las ULIRGs y su relación con las galaxias situadas a elevados desplazamientos al rojo, aconsejamos consultar los excelentes artículos de review de Sanders & Mirabel (1996), Verma et al. (2005), Solomon & Vanden Bout (2005) y Lonsdale et al. (2006b).

2.1.

Definición convencional de LIRG y ULIRG

La definición estándar de galaxia luminosa en el infrarrojo (LIRG o LIG) engloba a todas aquellas galaxias con luminosidades infrarrojas, LIR , comprendidas entre 1011 y 1012 L . Las llamadas galaxias ultraluminosas en el infrarrojo (ULIRGs o ULIGs), con

5

6

Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

Respuesta espectral relativa

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0.0 10

λ [ µm ]

100

Figura 2.1: Respuesta espectral relativa de cada una de las bandas fotométricas del satélite espacial IRAS. Las bandas estaban centradas aproximadamente a 12, 25, 60 y 100 µm y cubrían el rango de longitudes de onda de 7 a 150 µm. Datos extraídos de la Tabla II.C.5 del IRAS Explanatory Supplement (Beichman et al. 1988).

LIR entre 1012 y 1013 L , representan un caso más extremo de galaxias infrarrojas y son menos abundantes en el Universo local. Aún más extremas que las ULIRGs y mucho menos comunes son las galaxias hiperluminosas en el infrarrojo (HyLIRGs, HyLIGs o HLIGs), caracterizadas por poseer luminosidades infrarrojas por encima de 1013 L y por encontrarse la mayoría a desplazamientos al rojo superiores a 0.3. En conjunto, las galaxias infrarrojas son todas aquellas galaxias con LIR ≥ 1011 L . De ahora en adelante cuando hablemos de luminosidad infrarroja nos referiremos a la luminosidad total integrada en el rango de longitudes de onda de 8 a 1000 µm. Dado que muy pocas galaxias han sido observadas a lo largo de todo ese rango de longitudes de onda, la luminosidad infrarroja se suele calcular a partir de las densidades de flujo IRAS a 12, 25, 60 y 100 µm (figura 2.1), que están disponibles para una gran parte de las galaxias del Universo local. En la tabla 2.1 puede verse la fórmula generalmente adoptada en la literatura para calcular LIR (e.g., Sanders & Mirabel 1996). En esa misma tabla definimos también la luminosidad en el infrarrojo lejano o LFIR como la luminosidad total integrada en el rango de longitudes de onda de 40 a 500 µm, rango en el que las distribuciones espectrales de energía de las galaxias infrarrojas tienen su máximo de emisión. Al igual que LIR , LFIR se suele calcular a partir de los datos de IRAS, utilizando en este caso las densidades de flujo a 60 y 100 µm. El cociente LIR /LFIR por lo general toma valores cercanos a 1.3 (ver la figura 2.2), pero puede ser considerablemente mayor en el caso de que la emisión en el infrarrojo medio esté dominada por un AGN (e.g., Rowan-Robinson & Crawford 1989).

Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

FFIR

F(42.5 − 122.5 µm) = 1.26 × 10−14 {2.58 f60 µm + f100 µm } [ W m−2 ]

LFIR

L(40 − 500 µm) = 4π DL 2 C FFIR [ L ]

FIR

F(8 − 1000 µm) = 1.8 × 10−14 {13.48 f12 µm + 5.16 f25 µm + 2.58 f60 µm + f100 µm } [ W m−2 ]

LIR

L(8 − 1000 µm) = 4π DL 2 FIR [ L ]

LIRG

Luminous Infrared Galaxy, 1011 L ≤ LIR < 1012 L

ULIRG

Ultraluminous Infrared Galaxy, 1012 L ≤ LIR < 1013 L

HyLIRG

Hyperluminous Infrared Galaxy, LIR > 1013 L

7

Tabla 2.1: Definiciones adoptadas a lo largo de todo este trabajo. f12 µm , f25 µm , f60 µm y f100 µm son las densidades de flujo IRAS a 12, 25, 60 y 100 µm expresadas en Jy. DL es la distancia luminosa de la galaxia en Mpc y su valor depende de la cosmología considerada. La variable C da cuenta de la extrapolación de la distribución espectral de energía hacia longitudes de onda mayores de 120 µm, suele tomar valores entre 1.4 y 1.8 y depende del cociente de densidades de flujo f60 µm / f100 µm .

La definición de LIRG y ULIRG antes descrita es en cierto modo arbitraria, por lo que uno esperaría que incluyera una gran variedad de clases distintas de galaxias no necesariamente relacionadas. Sin embargo, como veremos a lo largo de este capítulo y como ya se mencionó en la introducción (§ 1), la mayoría de la galaxias infrarrojas tienen propiedades similares, debido sobre todo a que son muy pocos los fenómenos capaces de producir luminosidades infrarrojas tan extremas. Su definición, basada únicamente en LIR , parece, por tanto, muy acertada. Prueba de ello es que dicha definición se siga manteniendo más de 20 años después de haberse establecido.

2.2. 2.2.1.

Imágenes en el óptico y el infrarrojo cercano Interacciones galácticas

Una de las principales propiedades de las galaxias infrarrojas para la que parece haber un mayor consenso en la comunidad astronómica internacional es su relación con las interacciones galácticas. Desde los primeros estudios ópticos de muestras grandes de LIRGs y ULIRGs se vio que un porcentaje importante de ellas mostraban signos claros de interacciones presentes o pasadas entre dos o más galaxias espirales, tales como morfologías distorsionadas, presencia de núcleos múltiples, colas de marea o puentes de materia internuclear (Armus et al. 1987; Sanders et al. 1988a; Lawrence et al. 1989; Melnick & Mirabel 1990; Zou et al. 1991). El porcentaje de LIRGs y ULIRGs implicadas en interacciones galácticas fue aumentando a medida que se fueron realizando

8

Propiedades de las LIRGs y ULIRGs



3.0

2.5

LIR LFIR





● ●●



2.0

● ●

● ●



● ●









● ●

1.5



●●



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●●













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108









109

●●

● ●

1010

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●● ● ●●

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1011

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● ●



1.0







● ●





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● ● ●





● ●



1012

LFIR [ LSUN ]

Figura 2.2: Cociente LIR /LFIR en función de la luminosidad en el infrarrojo lejano, LFIR , para la muestra revisada de galaxias brillantes de IRAS o RBGS (IRAS Revised Bright Galaxy Sample, Sanders et al. 2003). La línea horizontal marca el valor medio del cociente. Las galaxias con LIR /LFIR > 2 son en su mayor parte galaxias activas de tipo Seyfert como NGC 4151 y NGC 1068.

observaciones más sensibles en el óptico y el infrarrojo cercano, capaces de detectar los detalles de menor brillo superficial asociados a las interacciones y la existencia de núcleos múltiples, oscurecidos en el óptico pero visibles en el infrarrojo (Murphy et al. 1996; Clements et al. 1996; Bushouse et al. 2002). En la actualidad se estima que aproximadamente el 100 % de las ULIRGs locales se han formado como consecuencia de interacciones entre galaxias (e.g., Veilleux et al. 2002). El porcentaje en el caso de las LIRGs es algo más incierto, debido en gran medida a que han sido menos estudiadas. Los análisis más modernos indican que en torno al 50 % de las LIRGs son galaxias en interacción y que la proporción aumenta a mayores luminosidades (Wu et al. 1998; Ishida 2004; Alonso-Herrero et al. 2006; Wang et al. 2006). Las LIRGs menos luminosas suelen ser en cambio galaxias espirales aisladas que se encuentran en un estadio de intensa formación estelar. Si bien es cierto que casi todas las ULIRGs locales proceden de interacciones galácticas, también es cierto que no todas las interacciones entre galaxias son capaces de producir el fenómeno ultraluminoso (e.g., Bushouse et al. 1988). Tanto las simulaciones numéricas de interacciones entre galaxias espirales (Barnes & Hernquist 1991; Mihos & Hernquist 1994, 1996; Cox et al. 2008) como las observaciones ópticas e infrarrojas de muestras de ULIRGs (Veilleux et al. 2002; Dasyra et al. 2006a) han demostrado que

Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

9

Número de ULIRGs

60

40

20

0 0

5

10

15

20

Separación nuclear aparente [ kpc ]

Figura 2.3: Histograma de las separaciones nucleares aparentes de las 118 ULIRGs de la muestra 1 Jy de IRAS (Veilleux et al. 2002). La galaxia IRAS F11223–1244 se ha excluido del histograma por tener una separación nuclear muy incierta (∼90 kpc). Tampoco se han incluido las 5 ULIRGs con más de 2 galaxias implicadas en la interacción. Como puede verse, la mayor parte de las ULIRGs (60 %) presentan separaciones nucleares menores de 2 kpc; sin embargo, una fracción no despreciable de ellas (14 %) posee separaciones mayores de 10 kpc.

sólo las interacciones entre galaxias espirales de masas parecidas (razones de masa entre 1:1 y 3:1) son lo suficientemente eficientes como para producir luminosidades bolométricas mayores de 1012 L . Además, si se supone que la mayor parte de LIR proviene de la formación estelar, por lo menos una de las dos galaxias debe tener reservas abundantes de gas molecular como para formar estrellas a las tasas estimadas para las ULIRGs (∼200 M yr−1 , Kennicutt 1998a). Kim et al. (2002) y Veilleux et al. (2002) obtuvieron imágenes de alta resolución espacial desde tierra en el óptico y el infrarrojo cercano de las 118 ULIRGs de la muestra 1 Jy de IRAS (IRAS 1 Jy survey of ULIRGs, Kim & Sanders 1998). En todas las galaxias excepto una encontraron signos claros de interacciones galácticas y sólo 5 mostraron evidencias de interacciones múltiples con más de dos galaxias implicadas. Ninguna de las 118 ULIRGs se encontraba en la fase inicial de la interacción, antes del primer acercamiento, mientras que la mayoría (56 %) se encontraba en la fase final en la que las dos galaxias ya se han fusionado o están a punto de hacerlo. En la figura 2.3 puede verse un histograma de las separaciones nucleares aparentes de la muestra analizada por Veilleux et al. (2002). En torno al 60 % de las ULIRGs tienen separaciones nucleares menores de 2 kpc, lo cual indica que la fase ultraluminosa en el infrarrojo se produce mayoritariamente en las últimas fases de la interacción. Sin embargo, la distribución de

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Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

las separaciones nucleares se extiende de forma significativa hasta los 24 kpc, siendo el porcentaje de ULIRGs con separaciones nucleares mayores de 10 kpc igual al 14 %. De esto se deduce que, aunque menos probable, es posible encontrar ULIRGs con las dos galaxias ampliamente separadas.

2.2.2.

Formación de galaxias elípticas

Los análisis de las distribuciones de brillo superficial en el óptico y el infrarrojo cercano de muestras de ULIRGs locales seleccionadas por encontrarse en las últimas fases de interacción han demostrado que la mayoría de ellas se pueden ajustar con perfiles del tipo r1/4 (Wright et al. 1990; Scoville et al. 2000; Veilleux et al. 2002), similares a los ajustados en galaxias elípticas (e.g., de Vaucouleurs 1953). Este resultado está de acuerdo con la teoría propuesta por Kormendy & Sanders (1992) según la cual las ULIRGs serían galaxias elípticas en formación. En esa misma dirección, mediante técnicas de espectroscopia en el infrarrojo cercano, Genzel et al. (2001), Tacconi et al. (2002) y, más recientemente, Dasyra et al. (2006b) y Veilleux et al. (2006) han demostrado que las ULIRGs caen muy cerca del plano fundamental del espacio de dispersiones de velocidad, radios efectivos y brillos superficiales (log σ –log reff –log Σeff ) definido por las galaxias elípticas, las galaxias lenticulares y los bulbos de galaxias espirales (e.g., Kormendy & Djorgovski 1989), llegando a la conclusión de que, efectivamente, las ULIRGs son galaxias elípticas/lenticulares en formación con luminosidades y masas intermedias ∗ 1 (L ∼ Lelip , M ∼ 1010 –1011 M ) y rotación moderada. El destino final de las LIRGs asociadas a interacciones galácticas parece ser similar (Shier & Fischer 1998; James et al. 1999; Rothberg & Joseph 2006).

2.3. 2.3.1.

Espectroscopia en el óptico y el infrarrojo cercano La función de luminosidad y su evolución con z

Determinar la distancia a la cual se encuentra una fuente es uno de los primeros pasos a seguir para estudiar sus propiedades. En astronomía extragaláctica dicha distancia 1 L∗

es una “luminosidad característica” a partir de la cual la función de luminosidad de una muestra de galaxias experimenta un cambio significativo en su pendiente. Para más detalles ver Schechter (1976) y el apartado 2.3.1.

Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

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Figura 2.4: Funciones de luminosidad de varias muestras de galaxias seleccionadas en el óptico y el infrarrojo (adaptada de la figura 1 de Sanders & Mirabel 1996). La línea continua y la línea a trazos indican, respectivamente, los ajustes de los datos de la muestra revisada de galaxias brillantes de IRAS (IRAS Revised Bright Galaxy Sample o RBGS, Sanders et al. 2003) y las ULIRGs de la muestra 1 Jy de IRAS (IRAS 1 Jy ULIRGs, Kim & Sanders 1998).

se suele derivar a partir del desplazamiento al rojo de la galaxia, z, medido del ajuste en longitudes de onda de sus líneas de emisión en el óptico. Una vez que se conocen todas las distancias de una muestra de galaxias en particular, se puede calcular su abundancia espacial y compararla con las de otras muestras de galaxias seleccionadas en base a criterios distintos. La mejor forma de hacer esto último es utilizando la función de luminosidad, Φ, definida como el número de galaxias de una muestra por unidad de volumen e intervalo de magnitud absoluta (o intervalo de luminosidad). En la figura 2.4 se han representado las funciones de luminosidad de varias muestras de galaxias seleccionadas según criterios ópticos e infrarrojos. Las galaxias “normales” de la muestra de Schechter (1976) sobrepasan en número a cualquier otra muestra de galaxias para luminosidades bolométricas, Lbol , menores de 2 × 1011 L . Entre 1011 y 1012 L , las galaxias infrarrojas de la muestra revisada de galaxias brillantes de IRAS o RBGS (IRAS Revised Bright Galaxy Sample, Sanders et al. 2003) tienen densidades espaciales comparables a las de las galaxias Markarian de tipo Seyfert seleccionadas en el óptico (Huchra 1977) y son unas tres veces más abundantes que las galaxias starbursts de la misma muestra. A luminosidades mayores de 1012 L sólo los cuásares de

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Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

la muestra de Palomar-Green (PG QSOs, Schmidt & Green 1983) pueden competir en abundancia con las ULIRGs locales de la muestra RBGS. Sin embargo, las ULIRGs son muy poco comunes en el Universo local; con menos de 40 ULIRGs en un radio z < 0.1, su densidad espacial es varios órdenes de magnitud menor que la de las galaxias “normales” de Schechter (1976). La función de luminosidad se puede utilizar también para estudiar la evolución de las galaxias a lo largo de la historia del Universo. De esta forma, Schmidt & Green (1983) encontraron que la densidad espacial de los PG QSOs fue mucho mayor a mayores desplazamientos al rojo (z > 0.5) y que dicho aumento depende de su luminosidad, siendo mayor a mayores luminosidades (para una discusión más reciente sobre el tema ver Hopkins et al. 2007). Las galaxias infrarrojas han seguido una evolución muy parecida a la de los PG QSOs. Esto se puede intuir en la figura 2.4, donde la función de luminosidad de las ULIRGs locales (z < 0.1), medida a partir de la muestra RBGS, toma valores que son aproximadamente la mitad de los calculados para las ULIRGs de la muestra 1 Jy de IRAS (Kim & Sanders 1998), situadas a distancias algo mayores: h z i = 0.144. Por motivos de sensibilidad, IRAS apenas detectó galaxias a z > 0.5, por lo que ha sido sólo recientemente que se ha podido extender el estudio de la evolución de la función de luminosidad de las LIRGs y las ULIRGs a mayores desplazamientos al rojo. Las observaciones profundas en el infrarrojo de pequeñas áreas del cielo con satélites espaciales, como ISO (Kessler et al. 1996) y posteriormente Spitzer (Werner et al. 2004), y en el rango milimétrico y submilimétrico con arrays de bolómetros, como la cámara SCUBA (Holland et al. 1999) en el telescopio JCMT y la cámara MAMBO en el radiotelescopio de 30 metros de IRAM, han confirmado que las LIRGs y las ULIRGs fueron mucho más abundantes en el Universo joven y desempeñaron un papel dominante en la historia de la formación estelar a z > 0.7 (Smail et al. 1997; Hughes et al. 1998; Elbaz et al. 1999, 2002; Blain et al. 1999, 2002; Pérez-González et al. 2005; Le Floc’h et al. 2005; Reddy et al. 2008). En la figura 2.5a puede verse cómo ha cambiado la densidad de formación estelar del Universo, ρ˙ ∗ , a lo largo del tiempo2 (Hopkins 2004; Hopkins & Beacom 2006). En torno a z ' 4 la densidad de formación estelar alcanzó un valor máximo para luego permanecer aproximadamente constante hasta z ' 1, momento en el cual comenzó disminuir hasta los valores actuales a z = 0. En la figura 2.5b se ha representado la contribución a ρ˙ ∗ 2A

este tipo de gráficas se les suele llamar diagramas de Lilly-Madau (Lilly et al. 1996; Madau et al. 1996). ρ˙ ∗ se expresa en unidades de M yr−1 Mpc−3 .

Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

13

Figura 2.5: a) Evolución de la densidad de formación estelar del Universo (ρ˙ ∗ ) en función de z (adaptada de la figura 1 de Hopkins & Beacom 2006). b) Contribución de las LIRGs y las ULIRGs a la densidad de formación estelar del Universo entre z = 0 y z = 1 (adaptada de la figura 14 de Le Floc’h et al. 2005). Las galaxias infrarrojas empiezan a dominar la formación estelar a partir de z ∼ 0.7.

de las galaxias infrarrojas, calculada entre z = 0 y z = 1 por Le Floc’h et al. (2005) a partir de observaciones de Spitzer a 24 µm en el campo profundo sur de Chandra (Chandra deep field-south, CDF-S). Mientras que en el Universo local la mayor parte de la formación estelar se produce en galaxias starbursts con luminosidades infrarrojas menores de 1011 L , a mayores desplazamientos al rojo, debido a la fuerte evolución con z de la función de luminosidad de las LIRGs y las ULIRGs, la contribución a ρ˙ ∗ de las galaxias infrarrojas se hace cada vez más importante. Entre z ' 0.7 y z ' 1 la formación estelar estuvo dominada por galaxias con luminosidades infrarrojas similares a las de las LIRGs del Universo local. Aunque no se muestra en la figura, hoy se sabe que la contribución a ρ˙ ∗ de las galaxias de tipo ULIRG continua aumentando entre z ' 1 y z ' 3 y que estas pudieron llegar a dominar la formación estelar a partir de z ∼ 2 (Pérez-González et al. 2005; Reddy et al. 2008). Estos resultados demuestran la importancia del estudio de las propiedades de las LIRGs y las ULIRGs locales, ya que dicho estudio puede aportar mucha información sobre la naturaleza y las características de las galaxias que dominaron la formación estelar a lo largo de la historia del Universo.

2.3.2.

Actividad nuclear

En torno al 90 % de las galaxias del Universo local presentan líneas de emisión en su espectro óptico (Ho et al. 1997). Estas líneas se originan en la componente ca-

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Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

liente (T ∼ 104 K) e ionizada del medio interestelar de la galaxia y contienen mucha información sobre sus propiedades físicas y el tipo de radiación a la que dicha componente se encuentra sometida. En particular, a partir del estudio de las líneas ópticas de emisión de especies atómicas neutras e ionizadas, como las del H0 , O0 , O+ , O++ , N+ y S+ , se puede estimar el grado de ionización del gas, su oscurecimiento, la temperatura, la densidad electrónica, la metalicidad y la naturaleza de las fuentes (estelares o no estelares) responsables de la ionización. Para derivar esto último se suelen utilizar diagramas de cocientes de líneas atómicas (e.g., Heckman 1980; Baldwin et al. 1981; Veilleux & Osterbrock 1987; Kewley et al. 2006), que permiten clasificar a las galaxias con líneas ópticas de emisión en cuatro grupos: galaxias Seyfert 1, Seyfert 2, LINER y HII. Las galaxias de tipo Seyfert 1 se caracterizan por poseer líneas permitidas en emisión anchas (∆VFWHM ∼ 1000 − 6000 km s−1 ) y líneas prohibidas en emisión estrechas (∆VFWHM ∼ 300 − 800 km s−1 ) de elevada ionización. El espectro óptico de las galaxias Seyfert 2 es similar al de las galaxias Seyfert 1, excepto en que todas sus líneas son estrechas. La fuente de ionización dominante en este tipo de galaxias es un núcleo activo galáctico o AGN (Active Galactic Nucleus). Las galaxias LINER, como su propio nombre indica (low-ionization nuclear emission-line regions), son galaxias con regiones nucleares emisoras de líneas de baja ionización; se las suele incluir también dentro del grupo de las galaxias con AGN, aunque en algunos casos su espectro óptico de emisión se puede explicar igualmente por ionización por choques asociados a formación estelar (Dopita & Sutherland 1995). Por último, las galaxias HII tienen espectros ópticos similares a los de las regiones HII de nuestra galaxia y algunas galaxias cercanas, por lo que el origen de sus líneas es principalmente estelar (ionización por fotones ultravioleta procedentes de estrellas masivas jóvenes de tipo OB). Son muchos los estudios publicados de espectroscopia óptica en muestras de galaxias infrarrojas (Elston et al. 1985; Sanders et al. 1988a; Leech et al. 1989; Armus et al. 1989; Allen et al. 1991; Kim et al. 1995; Veilleux et al. 1995; Wu et al. 1998; Kim et al. 1998; Veilleux et al. 1999a; Kewley et al. 2001). Los resultados encontrados suelen coincidir en términos generales: mientras que las LIRGs son mayoritariamente galaxias de tipo HII, las ULIRGs presentan un alto porcentaje de galaxias de tipo Seyfert. Posiblemente el estudio espectroscópico más completo sobre las propiedades ópticas de las LIRGs y las ULIRGs sea el trabajo de Veilleux et al. (1995, 1999a) en las muestras BGS (Bright Galaxy Sample, Soifer et al. 1987b, 1989) y 1 Jy de IRAS. En la figura 2.6 se han representado los resultados combinados de las dos muestras. Como puede apreciarse, el número de galaxias con actividad nuclear de origen no estelar

Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

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Figura 2.6: Distribuciones en función de LIR de los distintos tipos de actividad nuclear en el óptico de la muestra de galaxias infrarrojas estudiada por Veilleux et al. (1995, 1999a). A medida que aumenta LIR el porcentaje de galaxias Seyfert se hace cada vez mayor, mientras que la proporción de las galaxias HII disminuye y la de galaxias LINER permanece constante.

aumenta con la luminosidad infrarroja, de tal forma que para LIR > 1012.3 L aproximadamente el 50 % de las ULIRGs tienen espectros ópticos de emisión de tipo Seyfert 1 y Seyfert 2. Por el contrario, el porcentaje de galaxias HII disminuye con LIR , mientras que la proporción de galaxias LINER permanece constante (∼35 %). Considerando las ULIRGs en su conjunto, sin separar entre luminosidades infrarrojas mayores y menores de 1012.3 L , los porcentajes de galaxias HII, LINER, Seyfert 2 y Seyfert 1 son, respectivamente, iguales al 30 %, 40 %, 21 % y 9 %. Sin contar las galaxias de tipo LINER, en torno al 30 % de las ULIRGs de la muestra 1 Jy de IRAS presentan signos evidentes de AGNs en sus espectros ópticos de emisión. Este porcentaje es significativamente mayor que el 11 % encontrado por Ho et al. (1997) en una muestra de 486 galaxias locales de menor luminosidad. No se puede descartar que algunas de las LIRGs y ULIRGs clasificadas en el óptico como de los tipos HII o LINER tengan en su interior un AGN altamente oscurecido contribuyendo de manera significativa a la luminosidad infrarroja total de la galaxia. La espectroscopia en el infrarrojo cercano o NIR (near infrared) es menos sensible que la espectroscopia óptica a los efectos de la opacidad del polvo (AK ∼ 0.1AV , Rieke & Lebofsky 1985) y permite avanzar un paso más hacia la detección de actividad nuclear de origen no estelar en este tipo de galaxias. Para ello se suelen observar las líneas de recombinación del hidrógeno atómico Paα (λ = 1.875 µm) y Brγ (λ = 2.166 µm) y la

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Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

línea prohibida del silicio cinco veces ionizado [Si VI] (λ = 1.962 µm). La presencia de un AGN en la galaxia viene indicada por la detección de anchuras a media altura mayores de 1000 km s−1 en las primeras, que delatan la existencia de una región de líneas anchas (broad line region) en el núcleo galáctico, o por la mera detección de la línea del silicio, ya que el potencial de ionización del ion Si4+ es de 167 eV y fotones con esa energía sólo se encuentran en cantidades abundantes en las proximidades de un AGN. Las observaciones de estas líneas en las galaxias infrarrojas han resultado infructuosas a la hora de detectar AGNs oscurecidos que no se conocieran con anterioridad por observaciones en el óptico (Marconi et al. 1994; Goldader et al. 1995, 1997a,b; Veilleux et al. 1997, 1999b; Murphy et al. 1999, 2001a; Burston et al. 2001; Valdés et al. 2005; Dannerbauer et al. 2005). En ninguna de las LIRGs y ULIRGs de los tipos HII o LINER estudiadas se han encontrado indicios de la presencia de AGNs. Sólo se han descubierto líneas de recombinación anchas o se ha detectado la línea [Si VI] en algunas de las galaxias clasificadas como Seyfert 2. Sin embargo, la absorción producida por el polvo en los núcleos de las LIRGs y las ULIRGs puede ser importante incluso en el rango de longitudes de onda del infrarrojo cercano, por lo que aún es posible que algunas de las galaxias HII y LINER estudiadas tengan en su interior un AGN oscurecido, invisible a los diagnósticos de líneas de emisión en el óptico y el infrarrojo cercano. Esto puede ser especialmente cierto en las galaxias LINER, donde se ha comprobado que la opacidad en el infrarrojo cercano suele ser mayor que en las galaxias HII (Veilleux et al. 1997; Murphy et al. 2001a). Por último, debemos aclarar que la detección de un AGN en el núcleo de una galaxia no implica necesariamente que la luminosidad bolométrica de dicha galaxia esté dominada por el AGN. En la actualidad los métodos utilizados para determinar la luminosidad de un AGN a partir de su espectro óptico e infrarrojo son más cualitativos que cuantitativos, y en general no permiten calcular de forma exacta cuál de los dos fenómenos, formación estelar y AGN, es el que domina la luminosidad. Los efectos de la opacidad del polvo en las líneas y la confusión espacial entre la emisión del AGN y la formación estelar nuclear hacen que dicho cálculo sea aún más incierto para las LIRGs y las ULIRGs (ver por ejemplo la aproximación adoptada por Veilleux et al. 1997, 1999a,b).

Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

2.4.

17

Observaciones en el ultravioleta

Se han realizado muy pocas observaciones en el ultravioleta (UV) de las galaxias infrarrojas. Esto tiene dos razones principales. La primera es que la atmósfera terrestre absorbe casi todos los fotones que le llegan en ese rango espectral, por lo que su observación desde tierra es muy difícil, por no decir prácticamente imposible (sí se han realizado sin embargo algunas observaciones en la banda U 0 del UV cercano, Surace & Sanders 2000). La segunda razón es que el propio medio interestelar de las LIRGs y las ULIRGs absorbe la mayor parte de la radiación UV producida en su interior, por lo que incluso con observatorios espaciales como IUE (International Ultraviolet Explorer), HST (Hubble Space Telescope) o GALEX (Galaxy Evolution Explorer) estas galaxias son difíciles de detectar. Sin embargo, no por eso el estudio de las propiedades UV de las galaxias infrarrojas deja de ser importante. Gran parte de la información disponible de muchas de las galaxias detectadas a z > 1 proviene de ese rango de longitudes de onda, desplazado por efecto Doppler al óptico y al infrarrojo cercano (e.g., Chapman et al. 2003, 2005). Como ya se mencionó en el apartado 2.3.1, la naturaleza de algunas de estas fuentes parece ser similar a la de las LIRGs y las ULIRGs del Universo local y una forma de comprobar esto es comparando sus propiedades en el UV con las de las galaxias infrarrojas. Las imágenes en el UV de las LIRGs y las ULIRGs son en algunos casos muy distintas a sus imágenes en el óptico o el infrarrojo cercano (Trentham et al. 1999; Surace & Sanders 2000; Goldader et al. 2002). Esto se debe sobre todo a que la emisión en el UV está más afectada por la absorción del polvo (A0.16 µm ∼ 2.5 AV , Draine 2003). En la figura 2.7 mostramos como ejemplo las imágenes en el UV lejano, el UV cercano, el óptico y el infrarrojo cercano de la galaxia Arp 220 (Goldader et al. 2002). Situada a una distancia de 78 Mpc, Arp 220 es la ULIRG más próxima a nuestra galaxia y es por tanto también la ULIRG más estudiada. Sus imágenes ópticas e infrarrojas indican que se encuentra en la última fase de la interacción entre dos galaxias espirales de masas parecidas. Los núcleos de las galaxias son visibles en el infrarrojo y el radiocontinuo y están separados unos 350 pc (∼0.900 ) en la dirección este-oeste (Norris 1988; Graham et al. 1990; Scoville et al. 1998). La mayor parte de la luminosidad infrarroja procede del kiloparsec central del sistema (Soifer et al. 1999), donde se han detectado mediante técnicas de VLBI en el radiocontinuo numerosas supernovas distribuidas alrededor de los dos núcleos (Smith et al. 1998b; Lonsdale et al. 2006a). El núcleo oeste presenta

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Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

Figura 2.7: La galaxia ultraluminosa en el infrarrojo Arp 220 vista con el satélite espacial Hubble en las bandas espectrales del ultravioleta lejano (λ = 1457 Å), el ultravioleta cercano (λ = 2364 Å), el óptico (λ = 7973 Å) y el infrarrojo cercano (λ = 1.6 µm). El tamaño de cada una de las cajas es de 2700 × 2700 (10 × 10 kpc) y la separación de las marcas en los ejes es de 200 . Puede apreciarse como disminuye la opacidad a mayores longitudes de onda. Los dos núcleos de la galaxia, detectados por primera vez en el radiocontinuo (Norris 1988) y que empiezan a distinguirse en el infrarrojo cercano, están separados unos 350 pc (∼0.900 ). Adaptada de la figura 15 de Goldader et al. (2002).

además evidencias de tener un AGN oscurecido en su interior que podría dominar la luminosidad total de la galaxia (Iwasawa et al. 2005; Downes & Eckart 2007). Como puede verse en la figura 2.7, la emisión UV de Arp 220 es una combinación de emisión difusa, extendida a lo largo de varios kpc, y emisión concentrada en regiones prácticamente puntuales a la resolución del HST, correspondientes a cúmulos estelares poco oscurecidos con edades estimadas entre 10 y 100 Myr (Surace & Sanders 2000). Lo más destacable de estas imágenes es que apenas se detecta emisión UV en el centro de la galaxia, lo cual indica que la que la densidad de columna de gas y polvo en la dirección de los núcleos es muy grande.

Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

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A diferencia de Arp 220, algunas LIRGs y ULIRGs tienen una parte importante de su emisión UV distribuida a lo largo de las colas de marea producidas por las interacciones galácticas o, cuando la opacidad no es muy elevada, concentrada en los núcleos de las galaxias (Trentham et al. 1999; Surace & Sanders 2000; Goldader et al. 2002). Sin embargo, incluso en estos últimos casos las tasas de formación estelar deducidas a partir de la luminosidad UV (corregida o sin corregir de la absorción del polvo) son sólo un pequeño porcentaje de las tasas requeridas para producir las enormes luminosidades infrarrojas de las LIRGs y las ULIRGs; de lo que se deduce que la mayor parte de la formación estelar en este tipo de objetos permanece invisible en el UV, oscurecida bajo grandes concentraciones de gas y polvo. Este resultado tiene implicaciones muy importantes para los análisis de las observaciones de las galaxias detectadas a elevados desplazamientos al rojo, ya que si estas galaxias tienen propiedades similares a las de las LIRGs y las ULIRGs del Universo local las tasas de formación estelar deducidas de sus observaciones ópticas e infrarrojas pueden estar seriamente subestimadas (Trentham et al. 1999; Goldader et al. 2002). En ese caso la mejor forma de estimar la formación estelar es a partir de las observaciones en los rangos infrarrojo y submilimétrico, que trazan los máximos de las distribuciones espectrales de energía de las galaxias y están mucho menos afectadas por la absorción del polvo.

2.5.

Observaciones en el infrarrojo

Como ya mencionamos en el apartado 2.1, las distribuciones espectrales de energía de las galaxias infrarrojas suelen tener sus máximos de emisión en el rango de longitudes de onda del infrarrojo medio y lejano (e.g., Sanders et al. 1988a). A modo de ejemplo, en la figura 2.8 se ha representado la distribución espectral de energía de la galaxia ultraluminosa en el infrarrojo Arp 220. La emisión óptica y ultravioleta procedente de las estrellas recién formadas en las galaxias infrarrojas es absorbida por el polvo interestelar, el cual la reemite térmicamente en forma de radiación infrarroja. Debido a esto, la luminosidad infrarroja es un excelente indicador de la luminosidad producida por los brotes de formación estelar, por lo que se puede emplear para estimar la tasa de formación estelar en este tipo de galaxias. Para ello sólo es necesario conocer la edad del brote de formación estelar y su función inicial de masas (IMF, Initial Mass Function). De esta forma, Kennicutt (1998a) derivó

Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

Densidad de flujo

[ Jy ] 

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Longitud de onda [    m ]

Figura 2.8: Distribución espectral de energía de Arp 220. La mayor parte de la luminosidad de la galaxia proviene del rango espectral del infrarrojo medio y lejano, entre 30 y 300 µm. Pueden identificarse fácilmente las bandas de absorción de los silicatos amorfos a 9.8 y 18.5 µm, las bandas de emisión de los PAHs a 6.2, 7.7, 11.3 y 12.7 µm, la línea de estructura fina [Ne II] a 12.8 µm y las líneas del hidrógeno molecular H2 S(3) y H2 S(1) a 9.7 y 17.0 µm, respectivamente. Adaptada de la figura 1 de Spoon et al. (2004) y la figura 9 de Armus et al. (2007).

el siguiente factor de conversión entre la luminosidad infrarroja y la tasa de formación estelar: SFR = 1.7 × 10−10 LIR

(2.1)

donde LIR se expresa en luminosidades solares y SFR está dada en unidades de M yr−1 . Para llegar a este factor, Kennicutt (1998a) empleó una función inicial de masas de tipo Salpeter con masas estelares entre 0.1 y 100 M , y consideró brotes de formación estelar continuos con edades entre 10 y 100 Myr. Según esto, las galaxias ultraluminosas en el infrarrojo tienen tasas de formación estelar mayores de 170 M yr−1 . En comparación, la Vía Láctea forma estrellas a un ritmo de 4 M yr−1 (e.g., McKee & Williams 1997). La relación anterior asume de forma implícita que la luminosidad infrarroja mide únicamente la luminosidad del brote de formación estelar y que cualquier otra contribución a LIR , como la emisión en el infrarrojo de una componente estelar más evolucionada o la emisión de un AGN oscurecido, ha sido corregida previamente. En determinadas ocasiones en las galaxias infrarrojas se puede identificar la presencia de un AGN oscurecido a través de un exceso de emisión en el infrarrojo medio (e.g., Rowan-Robinson

Propiedades de las LIRGs y ULIRGs

21

& Crawford 1989; Farrah et al. 2003, figura 2.2). Sin embargo, cuando la opacidad es elevada, el continuo infrarrojo apenas aporta información sobre el campo de radiación original antes de ser absorbido (ver por ejemplo la figura 1 de Sirocky et al. 2008). Por suerte, sobre el continuo infrarrojo de las LIRGs y las ULIRGs se pueden identificar una gran variedad de líneas atómicas de estructura fina, junto con las bandas de absorción y de emisión de los silicatos y los PAHs (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons, figura 2.8), las cuales se suelen utilizar para identificar la presencia de AGNs oscurecidos en el interior de las galaxias. Al igual que en óptico, se han desarrollado varios diagramas de líneas infrarrojas de emisión con el fin de constreñir la posible contribución de un AGN oscurecido a la luminosidad infrarroja total de las LIRGs y las ULIRGs (Lutz et al. 1996, 1998; Genzel et al. 1998; Laurent et al. 2000; Armus et al. 2007; Farrah et al. 2007). No vamos a discutir cada uno de estos diagramas aquí, pero sí mencionaremos que los casos más claros de galaxias identificadas como AGNs en el infrarrojo suelen estar también clasificadas como AGNs en el óptico y en el infrarrojo cercano (Taniguchi et al. 1999; Lutz et al. 1999).

22

3 Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs En el apartado 2.2.1 vimos que la interacción entre dos o más galaxias espirales es en la mayoría de los casos un requisito necesario para la aparición de la fase luminosa y ultraluminosa en el infrarrojo. Otra condición imprescindible es la existencia de grandes cantidades de gas molecular y polvo interestelar en el interior de por lo menos una de las galaxias implicadas en la interacción. Sólo a través del gas molecular y del polvo es posible generar, mediante procesos de formación estelar o la activación de un AGN, las enormes luminosidades que definen a las LIRGs y las ULIRGs. El polvo se necesita para absorber la radiación producida en los rangos espectrales del óptico y del ultravioleta y reemitirla térmicamente en forma de radiación infrarroja. A su vez, esa misma radiación puede modificar las propiedades físicas y químicas del medio interestelar de las galaxias y potenciar o inhibir los procesos de formación estelar y actividad nuclear que tienen lugar en su interior. La manera en que la radiación modifica las propiedades del gas molecular depende en gran medida de su espectro de frecuencias. Dado que dicho espectro es distinto según provenga de la formación estelar o de un AGN, en teoría debería ser posible deducir, a partir del estudio de las propiedades del gas molecular, cuál de estos dos procesos es el que domina la luminosidad de las galaxias infrarrojas.

3.1.

La molécula de H2

La molécula más abundante del medio interestelar es el hidrógeno molecular o H2 . La observación de sus líneas espectrales debería ser por tanto el método más adecuado para estudiar las propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs. Sin embargo, esto está muy lejos de ser cierto. La molécula de H2 es homonuclear y simétrica, por lo que su momento dipolar eléctrico es nulo y no tiene transiciones dipolares

23

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Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

permitidas. Las únicas transiciones rotacionales puras del H2 son las transiciones cuadrupolares, cuyas frecuencias caen en el rango espectral del infrarrojo medio, por lo que es difícil observarlas desde tierra debido a la absorción producida por la atmósfera. Además, los coeficientes de desexcitación espontánea de las transiciones cuadrupolares son muy bajos (e.g., AS(0) = 2.95 × 10−11 s−1 ) y las energías de los niveles rotacionales superiores al nivel fundamental son muy elevadas (Eu /k > 500 K), lo que hace que la emisión de las líneas sea generalmente débil. Como consecuencia de esto, las transiciones rotacionales puras de la molécula de H2 trazan únicamente la componente templada (T ∼ 100 − 1000 K) del gas molecular, que suele ser una pequeña fracción de la masa total de H2 de una galaxia. La puesta en órbita del observatorio espacial ISO permitió observar por primera vez en unas pocas LIRGs y ULIRGs las transiciones rotacionales puras del nivel vibracional fundamental de la molécula de H2 (Sturm et al. 1996; Rigopoulou et al. 2002; Lutz et al. 2003). Los resultados encontrados demostraron que en este tipo de galaxias las propiedades de la componente del gas molecular trazada por las líneas de H2 son similares, en lo que a temperatura de excitación y fracción de masa total de H2 se refiere, a las de las galaxias starburst y las galaxias Seyfert. El lanzamiento posterior del observatorio espacial Spitzer ha permitido extender los estudios anteriores a muestras más amplias de galaxias infrarrojas (Higdon et al. 2006). Las conclusiones a las que se ha llegado son parecidas. Las líneas observadas trazan principalmente una componente templada del gas molecular con temperaturas de excitación del orden de los 300 K. El porcentaje de masa total de H2 en esa componente varía de una galaxia a otra, pero suele ser casi siempre menor del 5 %1 . No se ha encontrado ninguna relación entre la masa de H2 medida y la luminosidad infrarroja o el tipo de actividad nuclear de la galaxia. En cuanto al origen de la excitación de las líneas, Higdon et al. (2006) concluyen que dicha excitación se produce principalmente en regiones dominadas por fotodisociación (PDRs, Photon Dominated Regions), aunque en algunas galaxias no se puede descartar una contribución a la excitación debida a choques. Otras transiciones permitidas de la molécula de H2 son las transiciones rovibracionales. La ventaja que tienen frente a las transiciones rotacionales puras, que no modifican 1 Estos

porcentajes pueden estar subestimados. Higdon et al. (2006) detectan la línea S(0) en muy pocas galaxias de su muestra, por lo que tienen que estimar la masa templada de H2 a partir de la temperatura de excitación derivada del ajuste de las líneas S(1) y S(3). Las temperaturas de excitación calculadas utilizando la línea S(0) suelen ser en general menores (T ∼ 150 K) y las masas templadas de H2 mayores (∼15 % de la masa total de H2 ).

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

25

el estado vibracional de la molécula, es que algunas de sus líneas caen en el rango espectral del infrarrojo cercano (banda K). Esto hace que sea relativamente fácil observarlas desde tierra. De hecho, las primeras observaciones de H2 en LIRGs y ULIRGs se realizaron precisamente en estas líneas (e.g., Joseph et al. 1984; Rieke et al. 1985), mucho antes del lanzamiento del observatorio espacial ISO a finales de 1995. Sin embargo, las transiciones rovibracionales de H2 requieren energías muy elevadas para producirse, por lo que trazan una componente del gas molecular aún más caliente (T > 1000 K) y menos masiva (∼10−5 veces la masa total de H2 ) que la componente trazada por las líneas rotacionales puras discutidas en los párrafos anteriores. En conclusión, pese a ser la molécula más abundante del medio interestelar y debido a sus particulares propiedades de excitación y emisión, la molécula de H2 es una pésima trazadora de la componente más fría y más masiva del gas molecular. Para estudiar las propiedades físicas y químicas de dicha componente en las galaxias infrarrojas no hay más remedio que observar las transiciones rotacionales puras de otras moléculas mucho menos comunes (en un factor mayor de diez mil) que el hidrógeno molecular.

3.2.

La molécula de CO

La segunda molécula más abundante del medio interestelar es la molécula de monóxido de carbono o CO. A diferencia del hidrógeno molecular, el momento dipolar eléctrico de la molécula de CO es distinto de cero (µ = 0.112 D), por lo que las transiciones dipolares entre los niveles rotacionales de su estado vibracional fundamental sí le están permitidas. Las longitudes de onda de dichas transiciones caen en los rangos espectrales milimétrico y submilimétrico, donde la atmósfera es parcialmente transparente, posibilitando su observación desde tierra con las técnicas desarrolladas por la radioastronomía. Además, gracias a su pequeño momento dipolar eléctrico, las densidades críticas2 necesarias para la excitación de sus líneas rotacionales son relativamente bajas en comparación con las de otras moléculas del medio interestelar (e.g., CS, CN, 2 La

densidad crítica, ncrit , se define como la densidad a partir de la cual la excitación colisional empieza a dominar frente a la radiativa y marca el momento en el que los niveles de la transición comienzan a estar termalizados. Normalmente se supone que es también una indicación de la densidad a partir de la cual la línea empieza a ser detectable. Aunque esto no es del todo cierto, ya que la emisividad de la línea depende además de la densidad de columna molecular, por lo que si la línea es ópticamente espesa se puede detectar a densidades menores de la crítica. Se define por eso la densidad crítica efectiva, neff , como el cociente entre la densidad crítica y la opacidad de la línea. A modo de ejemplo, la densidad crítica de la transición rotacional CO(1 – 0) es ncrit = 3 × 103 cm−3 , mientras que neff ∼ 3 × 102 cm−3 .

26

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

Figura 3.1: Distribuciones de la emisión infrarroja y del gas molecular en la Vía Láctea vistas desde la posición solar representadas en coordenadas galácticas. La imagen infrarroja (arriba) es una composición de las bandas de IRAS a 25, 60 y 100 µm. Las zonas blancas corresponden a regiones no observadas. La emisión de la línea CO(1 – 0) (abajo) traza la distribución del gas molecular (Dame et al. 2001). Las escalas son logarítmicas en ambos casos. Las imágenes se han tomado de la base de datos LAMDA (Legacy Archive for Microwave Background Data) de la NASA.

HCN, HNC, HCO+ ). Todo esto hace que la emisión de la molécula de CO sea fácilmente detectable con los radiotelescopios actuales en casi todas las regiones donde el gas molecular está presente, desde las nubes moleculares de la Vía Láctea, hasta los discos de gas molecular de las galaxias situadas a elevados desplazamientos al rojo. En nuestra galaxia casi la totalidad de la formación estelar se produce en el interior de nubes moleculares gigantes (GMCs, Giant Molecular Clouds) en las que la emisión de CO es intensa (e.g., Myers et al. 1986; Shu et al. 1987; Evans 1999; McKee & Ostriker 2007). Esto puede verse en la figura 3.1, donde se han representado las distri-

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

27

buciones de la emisión infrarroja y del gas molecular de la Vía Láctea. Los máximos de la emisión infrarroja, trazada por las densidades de flujo de IRAS a 25, 60 y 100 µm, marcan las regiones en las que se han formando estrellas recientemente. La distribución del gas molecular viene indicada por la emisión integrada en velocidades de la línea CO(1 – 0) (Dame et al. 2001). A grandes rasgos ambas distribuciones son muy parecidas. Las regiones de intensa formación estelar coinciden en casi todos los casos con zonas brillantes de CO(1 – 0). Lo contrario, en cambio, no siempre es cierto, y pueden encontrarse nubes de gas molecular en las que no se dan las condiciones necesarias para la formación de estrellas.

3.2.1.

El factor de conversión XCO

Seguramente, la molécula de CO no habría llegado a convertirse en el trazador por excelencia del gas molecular, de no haberse encontrado que a partir de la luminosidad de su línea CO(1 – 0) puede estimarse la masa total de gas molecular utilizando un factor de conversión, XCO , relativamente constante (e.g., Solomon et al. 1987): 0 0 Mgas = XCO LCO(1−0) ' 4.3 M L0 −1 LCO(1−0) ,

(3.1)

donde Mgas incluye la contribución del helio a la masa total de gas molecular (∼36 %) 0 y LCO(1−0) es la luminosidad de la línea CO(1 – 0) en unidades L0 ≡ K km s−1 pc2 (e.g., Solomon et al. 1997, ecuación 2). La existencia y constancia de dicho factor de conversión se ha demostrado para las nubes moleculares de nuestra galaxia empleando técnicas muy diversas (e.g., Young & Scoville 1982; Sanders et al. 1984; Bloemen et al. 1986; Solomon et al. 1987; Strong et al. 1988; Dame et al. 2001). Tal vez la más utilizada sea la que asume que las nubes moleculares se encuentran aproximadamente en equilibrio virial para deducir la masa del gas molecular a partir de la anchura en velocidades de la línea de CO. Empleando este procedimiento Solomon et al. (1987) descubrieron una fuerte correlación entre las luminosidades de la línea CO(1 – 0) medidas en una muestra de 273 GMCs y las masas viriales de las nubes: 0.81±0.03 0 Mvir = 39 LCO(1−0)

(3.2)

28

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

0 Pese a que la proporción entre Mvir y LCO(1−0) no es exactamente lineal3 , la variación de XCO respecto a su valor promedio es menor de un factor 2 para la mayoría de las nubes estudiadas. Esta variación debería ser menos importante en el caso de las observaciones extragalácticas, donde, con la excepción de algunas galaxias cercanas, no es posible detectar las nubes individuales y se promedia su emisión a la escala del kiloparsec.

Sin embargo, pronto surgieron serias dudas sobre la fiabilidad de aplicar un único factor de conversión para todas las galaxias, ya que las propiedades del gas molecular en otras galaxias no tienen por qué ser las mismas de las que observamos localmente (e.g., Maloney & Black 1988). Si se asume que las nubes de gas molecular están virializadas y que éstas están compuestas de condensaciones más pequeñas que no se solapan en el espacio de velocidades, entonces, se puede demostrar que el factor de conversión depende proporcionalmente de la raíz cuadrada de la densidad del gas y es inversamente proporcional a la temperatura de brillo de la línea de CO (Dickman et al. 1986): 1/2

XCO ∝ nH2 /Tb

(3.3)

El factor de conversión depende a su vez de manera indirecta de la metalicidad del gas, o, más específicamente, de la abundancia de la molécula de CO respecto a la de H2 (Maloney & Black 1988; Sakamoto 1996). Por lo tanto, XCO puede cambiar si las condiciones de temperatura, densidad o metalicidad del gas molecular en otras galaxias son distintas de las de las nubes de la Vía Láctea. También debería cambiar en el caso de que las nubes moleculares no estén virializadas. El hecho de que XCO sea aproximadamente constante en las nubes moleculares de nuestra galaxia se debe a que las nubes más calientes suelen tener también mayores densidades de H2 . En la actualidad existen evidencias de que el factor de conversión es mayor en galaxias de poca metalicidad (Israel et al. 1986; Wilson 1995; Arimoto et al. 1996; Israel 1997, 2000). Por el contrario, en el caso de las galaxias infrarrojas locales y las galaxias submilimétricas a z ∼ 2, diversos resultados indican que XCO ' 0.8 M L0 −1 (Downes et al. 1993; Solomon et al. 1997; Downes & Solomon 1998; Lisenfeld et al. 2000; Hinz & Rieke 2006; Tacconi et al. 2008), un valor entre cinco y seis veces menor que el de la Vía Láctea (XCO ' 4.3 M L0 −1 ). La diferencia parece deberse a que la emisión de CO en estas galaxias no proviene de un conjunto de nubes moleculares virializadas sino de un medio más homogéneo constreñido por el potencial gravitatorio de toda la galaxia, 3 Recientemente

0 Bolatto et al. (2008) han obtenido una relación lineal entre Mvir y LCO(1−0) utilizando varias muestras de GMCs galácticas y extragalácticas.

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

29

0 por lo que LCO(1−0) es en realidad una medida de la media geométrica de la masa de gas molecular y la masa dinámica total (e.g., Downes et al. 1993).

3.2.2.

Observaciones de CO con antena única

Las primeras observaciones de la línea CO(1 – 0) con radiotelescopios de una única antena en muestras significativas de galaxias infrarrojas se realizaron a mediados de los años ochenta, poco después del lanzamiento del observatorio espacial IRAS (Young et al. 1984, 1986a,b, 1989; Sanders & Mirabel 1985; Sanders et al. 1986, 1991; Solomon & Sage 1988; Mirabel et al. 1990; Alloin et al. 1992). De los análisis de dichas observaciones se desprendió que las LIRGs y las ULIRGs tienen grandes cantidades de gas molecular en su interior (Mgas = 5 × 108 − 2 × 1010 M ) y que ese gas produce estrellas con una eficiencia mucho mayor que la de la mayoría de las nubes moleculares de la Vía Láctea y otras galaxias espirales de menor luminosidad. Se comprobó también que, en promedio, las galaxias involucradas en interacciones galácticas presentan mayores eficiencias de formación estelar que las galaxias aisladas o débilmente interactuantes. Las observaciones posteriores no han hecho sino confirmar estos resultados en muestras más amplias de galaxias infrarrojas (Solomon et al. 1997; Gao & Solomon 1999, 2004a,b; Tutui et al. 2000; Yao et al. 2003; Combes et al. 2007). En la figura 3.2a se ha representado la luminosidad infrarroja frente a la luminosidad de la línea CO(1 – 0) para las muestras de galaxias espirales normales, LIRGs y ULIRGs estudiadas por Solomon et al. (1997) y Gao & Solomon (2004a,b). Las galaxias espirales, con luminosidades infrarrojas menores de 1011 L , presentan una fuerte 0 correlación entre LIR y LCO(1−0) (línea continua). Esta correlación, aproximadamente lineal, fue descubierta por primera vez por Rickard & Harvey (1984) en una pequeña muestra de galaxias espirales locales, y nos está indicando que la tasa de formación estelar (SFR, Star Formation Rate) de las galaxias espirales, trazada por LIR , aumenta 0 proporcionalmente con la masa de gas molecular, medida con LCO(1−0) . Las LIRGs y las ULIRGs no siguen esta correlación y presentan por lo general luminosidades infrarrojas mayores de las que les correspondería por su luminosidad de CO. Esto puede verse más 0 claramente en la figura 3.2b, donde se ha representado el cociente LIR /LCO(1−0) frente 0 a la luminosidad infrarroja para la misma muestra de galaxias. El cociente LIR /LCO(1−0) se espera que sea proporcional a la eficiencia de formación estelar del gas molecular 0 (SFE ≡ SFR/Mgas ∝ LIR /LCO(1−0) , Star Formation Efficiency), o lo que es lo mismo, a la

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

1013 ●

a) ●

12

10

LIR [ LSUN ]

●●●● ●● ● ●● ● ● ● ●●● ●●● ●●● ●



● ● ● ● ●

● ●

1011

1010

LIR L' CO(1−0) [ LSUN (K km s−1 pc2)−1 ]

30

103



b)

● ● ● ● ●●● ● ● ●●● ● ● ● ● ● ● ● ●●● ● ●● ● ●● ● ● ● ●

102

101

109 108

109

1010

L' CO(1−0) [ K km s−1 pc2 ]

109

1010

1011

1012

1013

LIR [ LSUN ]

Figura 3.2: a) Luminosidad infrarroja (∝ SFR) frente a la luminosidad de la línea CO(1 – 0) (∝ Mgas ) para la muestra de galaxias espirales normales (LIR < 1011 L ), LIRGs y ULIRGs de Gao & Solomon (2004a,b, aspas), la muestra de LIRGs y ULIRGs de Solomon et al. (1997, círculos blancos) y la Vía Láctea (Solomon & Rivolo 1989; Scoville & Good 1989, triángulo blanco). La región sombreada indica 0 el rango de valores del cociente LIR /LCO(1−0) medido en varias muestras de nubes moleculares gigantes de nuestra galaxia (Myers et al. 1986; Mooney & Solomon 1988; Scoville & Good 1989; Mead et al. 0 1990; Carpenter et al. 1990). La línea continua representa el valor medio del cociente LIR /LCO(1−0) de la submuestra de galaxias espirales normales de Gao & Solomon (2004a,b). b) Igual que a) pero para el 0 cociente LIR /LCO(1−0) (∝ SFE) frente a LIR .

masa de estrellas que se forman por unidad de tiempo y unidad de masa de gas molecu0 lar. Aunque para una LIR dada el cociente LIR /LCO(1−0) puede variar en casi un orden de magnitud, en promedio, la SFE de las galaxias espirales es aproximadamente constante. 0 Por el contrario, el cociente LIR /LCO(1−0) aumenta progresivamente con LIR para las galaxias infrarrojas, lo que nos estaría indicando que el gas molecular trazado por la emisión de la línea CO(1 – 0) es en estas galaxias mucho más eficaz en la formación de estrellas que en las galaxias espirales de menor luminosidad. Puesto que la mayor parte de las galaxias infrarrojas son galaxias en interacción, mientras que las galaxias de Gao & Solomon (2004a,b) con LIR < 1011 L son principalmente galaxias espirales aisladas o débilmente interactuantes, se puede concluir que existe una fuerte correlación entre el grado de interacción de una galaxia y la eficiencia de formación estelar de su gas molecular. De hecho, esta correlación se ha visto que 0 es mucho más estrecha que la observada entre el cociente LIR /LCO(1−0) y la luminosidad infrarroja (Young et al. 1986a, 1989; Sanders et al. 1986, 1991; Solomon & Sage 1988). 0 Gran parte de la variación del cociente LIR /LCO(1−0) en las galaxias espirales de la figu-

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

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ra 3.2b se debe a que dentro de la muestra hay mezcladas galaxias con diversos grados de interacción y, por lo tanto, distintas eficiencias de formación estelar. ¿Existen regiones en nuestra galaxia capaces de producir estrellas con las eficiencias observadas en las LIRGs y las ULIRGs? Para responder a esta pregunta hemos sombrea0 do en la figuras 3.2a y 3.2b el rango de valores del cociente LIR /LCO(1−0) medido en varias muestras de GMCs de la Vía Láctea (Myers et al. 1986; Mooney & Solomon 1988; Scoville & Good 1989; Mead et al. 1990; Carpenter et al. 1990). Mientras que todas las galaxias espirales con luminosidades infrarrojas menores de 1011 L caen dentro de ese 0 rango, una LIRG y la mayoría de las ULIRGs tienen valores del cociente LIR /LCO(1−0) mayores de los observados en las nubes moleculares de nuestra galaxia, por lo que sus eficiencias de formación estelar no se pueden explicar mediante combinaciones de este tipo de nubes. Hay que notar que al comparar las SFEs de las galaxias infrarrojas y 0 las GMCs a partir del cociente LIR /LCO(1−0) estamos asumiendo implícitamente que el factor de conversión XCO es constante. Como ya hemos mencionado, existen evidencias claras de que el factor de conversión de las LIRGs y las ULIRGs es entre 5 y 6 veces menor que el galáctico, por lo que la diferencia entre las SFEs de las galaxias infrarrojas y las GMCs locales debería ser mucho mayor de lo que se aprecia en la figura 3.2b. Este resultado se puede interpretar de dos maneras. Puede que las propiedades del gas molecular de las LIRGs y las ULIRGs sean muy distintas de las propiedades de las GMCs de la Vía Láctea y las galaxias espirales, y, como consecuencia de eso, el gas molecular produzca estrellas con una eficiencia mucho mayor. El gas molecular podría ser, por ejemplo, mucho más denso en las galaxias infrarrojas que en las GMCs. La otra posibilidad, propuesta por Sanders et al. (1988a, 1991), es que la emisión de un AGN oscurecido contribuya de manera significativa a la luminosidad infrarroja total de las 0 LIRGs y las ULIRGs, desplazando el cociente LIR /LCO(1−0) desde las posiciones típicas de las galaxias espirales, hasta los valores medidos en las galaxias infrarrojas. En ese caso, las propiedades del gas molecular de las galaxias infrarrojas y las GMCs no tendrían 0 que ser necesariamente distintas, pues el cociente LIR /LCO(1−0) ya no trazaría la SFE del gas molecular. Ambas posibilidades son igualmente válidas si nos basamos únicamente en la información integrada del gas molecular provista por las observaciones con antena única de la línea CO(1 – 0). Para avanzar un paso más en la comprensión de las propiedades del gas molecular en las galaxias infrarrojas es necesario estudiar cómo se distribuye el gas en su interior.

32

3.2.3.

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

Observaciones de CO con elevada resolución espacial

Como ya se mencionó en el apartado 2.3.1 al estudiar la función de luminosidad de las LIRGs y las ULIRGs, la abundancia en el Universo local de las galaxias infrarrojas es varios órdenes de magnitud menor que la de las galaxias espirales de menor luminosidad, por lo que se suelen encontrar a distancias considerablemente mayores. Esto hace que, por lo general, sea imposible estudiar la distribución del gas molecular de las galaxias infrarrojas utilizando radiotelescopios de una única antena, en los que la resolución angular está limitada a unas cuantas decenas de segundos de arco. Por ejemplo, el haz principal del radiotelescopio de 30 metros de IRAM (Baars et al. 1987), uno de los más grandes construidos hasta la fecha para observar en el rango de longitudes de onda milimétricas, tiene un diámetro a media altura de 2200 a la frecuencia de reposo de la línea CO(1 – 0) (ν = 115.3 GHz). Ese diámetro equivale a unos 8 kpc a la distancia de Arp 220 (DL = 80 Mpc), la ULIRG más próxima a nuestra galaxia. El tamaño del haz principal se puede reducir en un factor dos si en lugar de observar la transición CO(1 – 0) se observa la transición CO(2 – 1), pero incluso en ese caso la resolución sigue siendo insuficiente como para caracterizar la distribución del gas molecular de la mayoría de las galaxias infrarrojas (e.g., Radford et al. 1991b). Para alcanzar mayores resoluciones angulares es necesario recurrir a la ayuda de los interferómetros milimétricos que, mediante la combinación de varias antenas radio observando simultáneamente la misma posición del cielo, son capaces de alcanzar resoluciones angulares del orden del segundo de arco. Los interferómetros milimétricos más conocidos son el interferómetro de Plateau de Bure de IRAM (Guilloteau et al. 1992) y los interferómetros estadounidenses OVRO (Owens Valley Radio Observatory, Padin et al. 1991; Scoville et al. 1994) y BIMA (Berkeley Illinois Maryland Association, Welch et al. 1996), combinados recientemente para formar CARMA (Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy). Gracias a ellos se ha podido resolver la emisión de CO de numerosas LIRGs y ULIRGs, lo que ha aportando mucha información sobre las propiedades del gas molecular en este tipo de objetos. Scoville et al. (1986) fueron los primeros en aplicar las técnicas de la interferometría milimétrica al estudio de las propiedades del gas molecular en las galaxias infrarrojas. Utilizando el interferómetro OVRO, compuesto en ese momento de sólo tres antenas, observaron con una resolución angular de 600 × 400 la emisión de la línea CO(1 – 0) en la galaxia ultraluminosa en el infrarrojo Arp 220. Pese a contar con una resolución angular diez veces mejor que la de observaciones anteriores con antena única (Sanders & Mi-

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

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Figura 3.3: Mapa de canales de velocidad de la emisión de la línea CO(2 – 1) en la galaxia ultraluminosa en el infrarrojo Arp 220 obtenido con el interferómetro de Plateau de Bure por Downes & Solomon (1998). La cruz indica la posición del núcleo oeste. Los contornos aumentan en pasos de 50 mJy beam−1 y el haz sintetizado es de 0.700 × 0.500 (100 = 0.36 kpc a la distancia de Arp 220). La imagen del panel superior izquierdo corresponde a la emisión en el infrarrojo cercano (λ = 1.6 µm) de la galaxia tomada con la cámara NICMOS del HST por Scoville et al. (1998). Nótese la diferencia de tamaños entre la región emisora de CO y la extensión de la galaxia en el óptico y el ultravioleta en la figura 2.7.

rabel 1985), no lograron resolver la emisión de la línea, lo que les llevó a concluir que la mayor parte (> 70 %) de la masa total de gas molecular de Arp 220 está concentrada alrededor de sus dos núcleos en una región con un tamaño menor de 1.4 kpc. Posteriores observaciones de la galaxia han demostrado que el tamaño de esa región es aún menor (Scoville et al. 1991, 1997; Downes & Solomon 1998; Sakamoto et al. 1999b, 2008; Downes & Eckart 2007). En la figura 3.3 mostramos los mapas por canales de velocidad de la emisión de la línea CO(2 – 1) obtenidos con el interferómetro de Plateau de Bure por Downes & Solomon (1998) con una resolución angular de 0.700 × 0.500 . La mayor parte de la emisión de CO en Arp 220 se origina en una región de unos 200 de diámetro, equivalente a 750 pc. El gradiente de velocidad a lo largo de la dirección

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Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

suroeste-noreste indica que el movimiento del gas molecular es ordenado, compatible con un disco o un anillo en rotación. Las posiciones de los dos núcleos de la galaxia, visibles en la imagen en el infrarrojo cercano del panel superior izquierdo, coinciden con sendos máximos de emisión de la línea. Estos máximos se han interpretado como la emisión procedente de dos discos de gas molecular de menor tamaño (∼200 pc), centrados en cada uno de los núcleos e inmersos en el disco de mayor extensión. La densidad de columna de H2 en la dirección de cada uno de los núcleos es del orden de 1024 cm−2 . Si las propiedades del medio interestelar en Arp 220 son similares a las medidas en nuestra galaxia (AV ∼ NH2 /1021 cm−2 , Bohlin et al. 1978), tales densidades de columna implican enormes opacidades en el óptico y el infrarrojo (AV ∼ 1000 y A100 µm ∼ 1). De hecho, recientes estudios basados en observaciones con elevada resolución angular de la galaxia sugieren que la emisión procedente de los dos núcleos podría ser opaca (τ ∼ 1) a longitudes de onda mayores incluso de 850 µm (Downes & Eckart 2007; Sakamoto et al. 2008). Aunque la distribución del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs varía de una galaxia a otra, sus características principales suelen ser similares a las descritas para el caso particular de Arp 220 (Sanders et al. 1988b; Scoville et al. 1989; Wang et al. 1991; Planesas et al. 1991; Downes & Solomon 1998; Bryant & Scoville 1999; DinhV-Trung et al. 2001; Evans et al. 2002; Iono et al. 2005; Wilson et al. 2008). La mayor parte del gas molecular se suele concentrar en los kiloparsecs centrales de las galaxias en forma de discos o anillos en rotación. Esta distribución contrasta con la observada en la mayoría de las galaxias espirales locales aisladas o débilmente interactuantes, en las que la emisión de la línea de CO se extiende por lo general más allá de los 4 kpc (Young et al. 1995; Sakamoto et al. 1999a; Dumke et al. 2001; Nishiyama & Nakai 2001; Regan et al. 2001; Helfer et al. 2003; Kuno et al. 2007). Se ha demostrado que el grado de concentración del gas está correlacionado con su eficiencia de formación estelar (e.g., Scoville et al. 1991; Bryant & Scoville 1999), la cual, a su vez, hemos visto que depende de la existencia o no de interacciones galácticas (§ 3.2.2). Parece haber, por tanto, una fuerte relación entre las interacciones entre galaxias y la concentración del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs. Las simulaciones numéricas de N cuerpos e hidrodinámicas han confirmado esta relación, demostrando que, durante la interacción entre dos galaxias espirales de masas parecidas, el gas molecular, inicialmente distribuido en los discos de las galaxias, experimenta fuertes torques gravitacionales que le hacen perder gran parte de su momento angular, con su consiguiente caída y concentración en los núcleos galácticos (Noguchi 1988; Hernquist 1989; Barnes & Hernquist 1991, 1996; Mihos &

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

35

Hernquist 1996; Barnes 2002). La concentración del gas molecular puede producir, por un lado, intensos brotes de formación estelar y, por el otro, la activación de un AGN como consecuencia de la caída de gas molecular en el disco de acreción de un agujero negro supermasivo (e.g., Di Matteo et al. 2005). Dado que el gas molecular está mucho más concentrado en las LIRGs y las ULIRGs que en nuestra galaxia, es de esperar que su densidad sea también mayor. Esto podría explicar las mayores eficiencias de formación estelar de las galaxias infrarrojas frente a las de las GMCs galácticas, sin necesidad de tener que recurrir a la contribución de 0 un AGN para producir los elevados cocientes LIR /LCO(1−0) . Sin embargo, para demostrar esto último es necesario conocer previamente las leyes que regulan la formación estelar y cómo dependen éstas de las propiedades del gas molecular. Es necesario conocer, por ejemplo, cómo cambia la tasa de formación estelar de las galaxias a medida que aumenta la densidad de su gas molecular.

3.2.4.

La ley de Kennicutt-Schmidt

La formación estelar estudiada a la escala de las nubes moleculares individuales es un proceso altamente complejo que depende de una gran variedad de factores: turbulencia, autogravedad, campos magnéticos, campos de radiación, choques, vientos estelares (ver por ejemplo el reciente artículo de review de McKee & Ostriker 2007). Sin embargo, a la escala del kiloparsec y de los discos galácticos, la caracterización de la formación estelar se simplifica y pasa a depender principalmente de una única variable: la densidad promedio del gas interestelar. Otras variables como la existencia o no de barras en la galaxia, la masa dinámica total o las interacciones galácticas, o bien no intervienen fuertemente en la formación estelar o bien actúan de tal forma que modifican la densidad del gas, por lo que su dependencia sobre la formación estelar se puede expresar en términos de ésta. Schmidt (1959) fue el primero en proponer que la tasa de formación estelar debe depender de la densidad del gas interestelar disponible para formar estrellas según una ley de potencias de la forma: n ρSFR ∝ ρgas

(3.4)

36

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

donde ρSFR y ρgas son, respectivamente, las densidades volumétricas de la tasa de formación estelar y del gas interestelar. El exponente n es un parámetro a determinar experimentalmente que Schmidt estimó con un valor cercano a 2 para la vecindad solar, aunque este valor estaba sometido a una gran incertidumbre (en esa época aún no se había detectado la línea CO(1 – 0) en el medio interestelar, Wilson et al. 1970). A la hora de estudiar las propiedades de la formación estelar a la escala de los discos galácticos, es conveniente expresar la ley anterior en función de las correspondientes densidades superficiales promedio ΣSFR y Σgas , más fáciles de obtener que las densidades volumétricas: ΣSFR ∝ ΣNgas

(3.5)

donde ΣSFR y Σgas toman unidades de M yr−1 kpc−2 y M pc−2 . Si la altura de los discos galácticos es la misma para todas las galaxias, entonces N = n (ver sin embargo Schaye & Dalla Vecchia 2008). Con el fin de determinar con mayor precisión el valor del exponente N y el valor de la constante de proporcionalidad entre ΣSFR y ΣNgas a lo largo de varios órdenes de magnitud en ΣSFR , Kennicutt (1998b) estudió las propiedades de la formación estelar y del gas interestelar en una muestra de 61 galaxias espirales cercanas y una muestra de 36 galaxias con starbursts nucleares brillantes en el infrarrojo, 17 de las cuales eran galaxias infrarrojas (LIRGs o ULIRGs). En la primera muestra utilizó la luminosidad de la línea Hα para determinar ΣSFR y la emisión de la línea CO(1 – 0) y de la línea a 21 cm del hidrógeno atómico para calcular Σgas (= ΣH2 + ΣHI ). En la segunda muestra estimó ΣSFR utilizando la luminosidad infrarroja de las galaxias, menos afectada por la absorción del polvo que LHα , y para calcular Σgas empleó la luminosidad de la línea CO(1 – 0). Tras representar ΣSFR frente a Σgas (ver la figura 3.4), Kennicutt encontró que una ley con N ' 1.4 ajustaba simultáneamente las distribuciones de las dos muestras de galaxias a lo largo de más de seis órdenes de magnitud en ΣSFR : −4

ΣSFR = (2.5 ± 0.7) × 10



Σgas 1 M pc−2

1.4±0.15

M yr−1 kpc−2

(3.6)

Desde entonces a esta ley se la denomina la ley de Kennicutt-Schmidt de la formación estelar. Según esta ley, los procesos que regulan la formación estelar en los discos de las galaxias espirales y en los núcleos de las galaxias con starbursts nucleares son o bien

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

37

3

log ΣSFR [ Msun yr−1 kpc−2 ]

2

1

0 ●

−1

● ●● ● ●● ● ●● ● ● ●● ● ●● ● ●● ●● ● ●● ●● ● ●●● ● ● ● ● ● ●● ●●● ● ●● ● ●●● ● ● ● ●● ● ● ●

−2

−3





−4 0

1

2

3

4

5

log Σgas [ Msun pc−2 ]

Figura 3.4: Ley de Kennicutt-Schmidt de la formación estelar obtenida por Kennicutt (1998b) para una muestra de 61 galaxias espirales cercanas (círculos) y una muestra de 36 galaxias con starbursts nucleares brillantes en el infrarrojo (cuadrados), 17 de las cuales son galaxias infrarrojas (cuadrados grises). La línea continua representa el mejor ajuste ortogonal a las dos muestras (ecuación 3.6).

los mismos, o, si son distintos, su dependencia con Σgas parece ser similar. La única diferencia entre un caso y otro de formación estelar es que la densidad superficial del gas es mucho mayor en las galaxias con starbursts nucleares, lo que hace que su eficiencia de formación estelar sea también mayor (SFE ∝ ΣSFR /Σgas ∝ Σ0.4 gas ). Un punto interesante de esta ley de la formación estelar es que no sólo describe las propiedades globales de las galaxias, sino que también describe adecuadamente las distribuciones de densidades superficiales ΣSFR y Σgas de los discos galácticos cuando estos se estudian con resoluciones del orden del kiloparsec (e.g., Kennicutt 1989; Wong & Blitz 2002; Komugi et al. 2005; Schuster et al. 2007; Kennicutt et al. 2007). Desde un punto de vista teórico, varios argumentos sugieren que el valor del exponente N debe ser similar a 1.5 (e.g., Kennicutt 1998b; Elmegreen 2002; Krumholz & McKee 2005). Por ejemplo, si se supone que las nubes transforman una fracción constante de su masa de gas en estrellas por cada unidad de tiempo característico de caída

38

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

−0.5 Myr), entonces: libre4 (free-fall time, tff = (3π/32Gρgas )0.5 = 36 ρgas

Mgas Mgas ∝ −0.5 tff ρgas ρgas 1.5 ⇒ ρSFR ∝ −0.5 ∝ ρgas ρgas SFR ∝

(3.7) (3.8)

Por otro lado, si se considera que la formación estelar se produce por la generación de perturbaciones en el disco de gas en las que la autogravedad domina, se puede demostrar que el exponente N debe tomar también un valor cercano a 1.5 (ver la discusión en Kennicutt 1998b). Por el contrario, Gao & Solomon (2004b) encontraron que la relación que mejor describía la formación estelar en su muestra de 33 galaxias espirales con LIR < 1011 L 0 era una ley con N ' 1 (ver el ajuste de la figura 3.2a). Para ello utilizaron LIR y LCO(1−0) como trazadores de la tasa de formación estelar y la masa del gas molecular. Según estos autores el resultado obtenido por Kennicutt (1998b) es una consecuencia de haber mezclado en su análisis dos muestras de galaxias con propiedades muy diferentes: las galaxias espirales normales y las galaxias con starbursts nucleares. Gao & Solomon (2004b) comprobaron que al añadir a la muestra de galaxias espirales su muestra de LIRGs y ULIRGs, la pendiente del ajuste pasaba de N ' 1 a N ' 1.44, un valor muy similar al obtenido por Kennicutt (1998b). La inclusión de las galaxias infrarrojas de otros estudios (Mirabel et al. 1990; Sanders et al. 1991; Solomon et al. 1997; Gao & Solomon 1999) no hizo sino aumentar aún más la pendiente del ajuste hasta N ' 1.73. La explicación de este resultado según Gao & Solomon (2004b) es que la emisión de la línea CO(1 – 0) no traza adecuadamente la componente del gas molecular que forma estrellas, por lo que es imposible determinar a partir de ella las leyes que regulan la formación estelar. En nuestra galaxia la componente del gas asociada a la formación estelar suele ser mucho más densa (nH2 > 104 cm−3 ) que la trazada por la emisión de la línea CO(1 – 0) (nH2 ∼ 102 cm−3 ) y para estudiarla es necesario observar la emisión de otros trazadores más adecuados, como la emisión de la molécula de HCN (este punto se discutirá en la sección 3.3). Un argumento en contra de las conclusiones obtenidas 4 El

tiempo de caída libre se define como el tiempo que tardaría una nube de gas en colapsar por su propia atracción gravitatoria si se supone que no hay ninguna otra fuerza actuando sobre ella. Generalmente existen otras fuerzas relacionadas con la turbulencia del medio y los campos magnéticos que evitan que la nube colapse a esa velocidad, mientras que otros procesos pueden acelerar el colapso, como son las colisiones entre nubes moleculares o el paso de ondas de choque (ver por ejemplo Evans 1999 y Krumholz & Tan 2007).

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

39

Figura 3.5: Ley de Kennicutt-Schmidt de la formación estelar obtenida por Bouché et al. (2007) para las muestras de galaxias espirales normales y las galaxias con starbursts nucleares de Kennicutt (1998b, cruces grises y aspas, respectivamente) y varias muestras de galaxias a z ∼ 2 (cuadrados, círculos y triángulos invertidos; ver Bouché et al. 2007 para una descripción más detallada sobre los distintos tipos de galaxias). La línea continua representa el mejor ajuste ortogonal considerando todas las galaxias (ecuación 3.9). La línea a trazos marca el ajuste de las galaxias del Universo local obtenido por Kennicutt (1998b) aplicando un mismo factor de conversión, XCO , para todas las galaxias (ecuación 3.6).

por Gao & Solomon (2004b) es que en su análisis de la ley de Kennicutt-Schmidt no utilizaron las densidades superficiales ΣSFR y Σgas , sino que dedujeron el valor del expo0 nente N a partir de la pendiente del ajuste entre LIR y LCO(1−0) . Está por demostrar que las pendientes de los ajustes de Gao & Solomon (2004b) no varíen al dividir por los tamaños de las distribuciones del gas molecular, tamaños que ya hemos visto que son significativamente distintos en las galaxias infrarrojas y las galaxias espirales (§ 3.2.3). Recientemente, Bouché et al. (2007) han actualizado la ley de Kennicutt-Schmidt incluyendo varias muestras de galaxias a z ∼ 2 (figura 3.5). A diferencia de Kennicutt (1998b) y Gao & Solomon (2004b), que utilizaron el factor de conversión de la Vía Láctea para estimar la masa de gas molecular de todas sus galaxias, Bouché et al. (2007) aplicaron el factor de conversión de las LIRGs y las ULIRGs (§ 3.2.1) a la muestra de galaxias con starbursts nucleares de Kennicutt (1998b). Para calcular la masa de gas molecular de su muestra de galaxias a z ∼ 2 supusieron que el cociente entre la masa de gas molecular y la masa dinámica, determinada por espectroscopía de campo integral en

40

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

el infrarrojo, es igual a 0.4. Este cociente está basado en las observaciones con elevada resolución angular de la emisión de las transiciones rotacionales de la molécula de CO realizadas por Greve et al. (2005) y Tacconi et al. (2006) en algo más de una decena de galaxias submilimétricas. El ajuste ortogonal de Bouché et al. (2007) a todas las galaxias, incluyendo tanto las galaxias a z ∼ 0 como a z ∼ 2, dio como resultado una ley de Kennicutt-Schmidt con N ' 1.7: −5

ΣSFR = (9.3 ± 2.0) × 10



Σgas 1 M pc−2

1.71±0.05

M yr−1 kpc−2

(3.9)

Según este ajuste, las leyes que regulan la formación estelar no parecen haber variado mucho desde z ∼ 2 hasta nuestros días. Las galaxias a z ∼ 2 se distribuyen aproximadamente en la misma región del plano ΣSFR –Σgas que las galaxias con starbursts nucleares, dentro de las cuales se incluyen las galaxias infrarrojas. De esto se puede deducir que las eficiencias de formación estelar del gas molecular de las galaxias a elevado z son similares a las del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs. El hecho de que las galaxias submilimétricas a z ∼ 2 tengan mayores tasas de formación estelar (∼1000 M yr−1 ) que las LIRGs y las ULIRGs (∼100 M yr−1 ) se debe sobre todo a que poseen una mayor cantidad de gas molecular en su interior y no tanto a que su gas produzca estrellas con una eficiencia ligeramente mayor (Neri et al. 2003; Greve et al. 2005; Tacconi et al. 2006, 2008). En resumen, si se confirma la existencia de una única ley de Kennicutt-Schmidt para todas las galaxias (N constante), tal y como proponen Kennicutt (1998b) y Bouché et al. (2007), entonces las elevadas luminosidades de las LIRGs y las ULIRGs podrían explicarse en su totalidad mediante intensos brotes de formación estelar producidos por la concentración del gas molecular en sus regiones centrales. En tal caso, la contribución a LIR de un AGN sería, en promedio, muy poco significativa. Hay que notar, sin embargo, que la dispersión existente alrededor de la ley Kennicutt-Schmidt para un valor de Σgas dado es del orden de un factor 3–5. Parte de esta dispersión podría ser debida a la existencia de AGNs dominando la emisión infrarroja en el interior de alguna de las galaxias estudiadas. Puede ser también que la ley de Kennicutt-Schmidt, calculada a partir de la luminosidad de la línea CO(1 – 0), varíe dependiendo de la muestra considerada, tal 0 y como proponen Gao & Solomon (2004b). En ese caso los cocientes LIR /LCO(1−0) de las LIRGs y las ULIRGs no podrían explicarse mediante procesos de formación estelar similares a los que tienen lugar en los discos de las galaxias espirales.

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

41

Hay varios argumentos que justificarían la idea de una posible variación de la ley de Kennicutt-Schmidt en las galaxias infrarrojas. Podría suceder que a medida que aumenta la densidad del gas, otros procesos físicos hasta entonces poco importantes comiencen a participar activamente en la formación estelar, aumentando la SFE del gas molecular o modificando, por ejemplo, la función inicial de masas (IMF, Initial Mass Function), la cual hemos considerado constante a lo largo de todo este apartado (e.g., Kroupa 2007). Por otro lado, el aumento de LIR con Σgas podría estar indicando la presencia de AGNs en el interior de la mayoría de las galaxias infrarrojas, de tal forma que cuanto mayor es la concentración del gas, tanto mayor es la tasa acreción de dicho gas en el AGN y, en consecuencia, tanto mayor es su luminosidad infrarroja. Por último, puede ser que la emisión de la línea CO(1 – 0) no sea el trazador más adecuado para estudiar las leyes que regulan la formación estelar en estas galaxias y sea necesario utilizar las líneas de emisión de otras moléculas para trazar la componente más densa del gas molecular, dentro de la cual tiene lugar la formación estelar. Este último punto lo discutimos en el próximo apartado.

3.3.

El gas molecular denso

Casi la totalidad de la formación estelar de nuestra galaxia se produce en el interior de nubes moleculares gigantes (GMCs), con masas típicas de gas del orden de 5 × 105 M , tamaños ∼40 pc y densidades de H2 ∼200 cm−3 (e.g., Solomon et al. 1979; Scoville & Sanders 1987). A esa escala, sin embargo, la mayor parte del gas molecular es estéril y no forma estrellas. A modo de ejemplo, la tasa de formación estelar de la Vía Láctea se ha estimado en 4 M yr−1 (McKee & Williams 1997), mientras que su masa total de gas molecular es ∼2 × 109 M (Solomon & Rivolo 1989), de lo que se deduce una eficiencia de formación estelar del gas molecular SFE = SFR/Mgas ∼ 2 × 10−9 yr−1 . Según esto, una GMC típica de 5 × 105 M produce aproximadamente una masa solar de estrellas cada mil años (SFR ∼ 0.001 M yr−1 ). La tasa de formación estelar máxima de una nube de gas molecular viene dada por su tiempo de caída libre, SFRmax = Mgas /tff . Si tomamos nH2 = 200 cm−3 , entonces tff = 2.5 Myr y SFRmax = 0.2 M yr−1 , es decir, unas 200 veces la tasa de formación estelar medida en las GMCs. Desde este punto de vista, incluso el gas molecular de las galaxias infrarrojas trazado por la emisión de la línea CO(1 – 0) es muy ineficiente en la formación de estrellas, pese a tener SFEs en promedio unas 10 veces mayores que las GMCs de la Vía Láctea (§ 3.2.2).

42

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

Dentro de una GMC las regiones donde se están formando estrellas masivas (trazadas por fuentes puntuales IRAS, máseres de H2 O o regiones HII ultracompactas) suelen coincidir con las zonas más densas de la nube. Estas regiones, también llamadas condensaciones, tienen masas de gas del orden de 4 × 103 M , tamaños menores de 1 pc y densidades por encima de 105 cm−3 (Plume et al. 1992, 1997; Evans 1999; Mueller et al. 2002; Shirley et al. 2003; Wu et al. 2005). La línea CO(1 – 0) no traza bien estas condensaciones porque la mayor parte de su emisión proviene de la componente más masiva y menos densa de la GMC. La mejor manera de estudiar esa componente, íntimamente relacionada con la formación estelar, es observando las transiciones rotacionales de otras moléculas distintas del CO, con mayores momentos dipolares eléctricos y, por tanto, mayores densidades críticas efectivas (neff & 104 cm−3 ). Entre estas moléculas, las más utilizadas por ser relativamente abundantes en el medio interestelar (abundancias del orden de 10−4 veces la de CO) son las moléculas de CS, HCN y HCO+ .

3.3.1.

Observaciones de gas denso con antena única

Las primeras observaciones en el rango milimétrico de las transiciones rotacionales de otras moléculas distintas de CO en galaxias infrarrojas se realizaron a finales de la década de los años ochenta y comienzos de los noventa (Mauersberger et al. 1989; Solomon et al. 1990; Sage et al. 1990; Radford et al. 1991a; Solomon et al. 1992; Casoli et al. 1992; Nguyen et al. 1992; Helfer & Blitz 1993). Pese a que el número de LIRGs y ULIRGs detectadas no llegaba a la decena, dichas observaciones permitieron demostrar por primera vez que las galaxias infrarrojas no sólo poseen enormes cantidades de gas molecular en su interior, concentradas en sus kiloparsecs centrales, sino que además una gran parte de ese gas se encuentra en una fase densa (nH2 & 104 cm−3 ). Conviene aclarar que no era evidente deducir este resultado a partir de las observaciones interferométricas de CO ya existentes, pues el hecho de que el gas molecular esté más concentrado en las LIRGs y las ULIRGs que en las galaxias espirales no implica necesariamente que se encuentre en una fase más densa (mayor nH2 ). La densidad superficial del gas a la escala del kiloparsec puede aumentar sin que por ello aumente la densidad local del gas en el interior de las GMCs. Por ejemplo, las GMCs podrían haber caído desde el disco a las regiones centrales, aumentando con ello el número de GMCs por kpc2 , sin experimentar un aumento en la densidad local de su gas molecular. La detección de líneas intensas de HCN, CS y HCO+ en las LIRGs y las ULIRGs sí que indica, por el

1013

a)

● ●

LIR [ LSUN ]

1012

1011 ● ●●● ●

1010

● ● ●● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ●●● ● ● ● ● ● ● ● ● ●●● ● ● ●● ● ● ●● ● ● ● ● ● ●●● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ● ●





LIR L' HCN(1−0) [ LSUN (K km s−1 pc2)−1 ]

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

43

b)

● ● ● ● ● ●

103

● ● ●● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●● ●● ● ● ● ● ● ●●

● ● ● ● ● ●● ● ●● ● ●● ● ●● ●● ● ● ●● ● ●● ● ● ●



● ● ●

102

109 107

108

109

L' HCN(1−0) [ K km s−1 pc2 ]

109

1010

1011

1012

1013

LIR [ LSUN ]

Figura 3.6: a) Luminosidad infrarroja (∝ SFR) frente a la luminosidad de la línea HCN(1 – 0) (∝ Mdenso ) para la muestra de galaxias espirales normales (LIR < 1011 L ), LIRGs y ULIRGs de Gao & Solomon 0 (2004a,b). La región sombreada indica el rango de valores del cociente LIR /LHCN(1−0) medido por Wu et al. (2005) en una muestra de 47 regiones de formación estelar masiva de la Vía Láctea. La línea continua 0 de la submuestra de galaxias espirales normales de representa el valor medio del cociente LIR /LHCN(1−0) 0 Gao & Solomon (2004a,b). Las flechas indican las cotas a LHCN(1−0) obtenidas para algunas de las galaxias como consecuencia de no haberse detectado la línea de HCN(1 – 0) (cota superior) o haberse observado 0 sólo la región central (cota inferior). b) Lo mismo que a) pero para el cociente LIR /LHCN(1−0) (∝ SFEdenso ) frente a LIR .

contrario, la existencia de una gran cantidad de gas molecular denso en estas galaxias, siempre y cuando el factor de conversión entre la luminosidad de la línea y la masa trazada de gas molecular permanezca constante. De estas primeras observaciones se comprobó también que las transiciones rotacionales de la molécula de HCN eran por lo general más intensas que las correspondientes transiciones de CS y HCO+ , lo que provocó que los estudios posteriores de las propiedades del gas molecular en las galaxias infrarrojas se concentraran en la observación de las líneas de HCN (Aalto et al. 1995; Paglione et al. 1997; Curran et al. 2000; Gao & Solomon 2004a,b), relegando el estudio del resto de las moléculas a las galaxias más cercanas y brillantes (e.g., Huettemeister et al. 1995; Sage & Ziurys 1995; Aalto et al. 2002; Usero et al. 2004). Al igual que hiciéramos para la transición CO(1 – 0), en la figura 3.6a hemos representado la luminosidad infrarroja frente a la luminosidad de la línea HCN(1 – 0) para la muestra de galaxias espirales normales, LIRGs y ULIRGs estudiada por Gao & Solo0 mon (2004a,b). En general se suele asumir que LHCN(1−0) es linealmente proporcional a la 0 masa de gas molecular denso a través de un factor de conversión XHCN = Mdenso /LHCN(1−0) , por lo que esta gráfica nos está indicando cómo varía la tasa de formación estelar a me-

44

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

dida que aumenta Mdenso . En este caso, tanto las galaxias espirales con LIR < 1011 L 0 como las galaxias infrarrojas siguen una misma correlación entre LIR y LHCN(1−0) (línea continua). Esta correlación, aproximadamente lineal, fue descubierta por primera vez por Solomon et al. (1992) y se ha venido interpretado como una prueba de que la mayor parte de la emisión infrarroja de las LIRGs y las ULIRGs tiene su origen en la formación estelar. Recientemente, Wu et al. (2005) han comprobado que la correlación entre LIR y 0 LHCN(1−0) es también válida para el rango de luminosidades de las condensaciones de gas 0 de las GMCs galácticas (LIR ∼ 3 × 105 L y LHCN(1−0) ∼ 3 × 102 K km s−1 pc2 ), por lo que en total esta correlación se extiende a lo largo de más de 7 órdenes de magnitud en LIR . Desde el punto de vista de la ley de Kennicutt-Schmidt, el hecho de que la pendiente 0 del ajuste entre LIR y LHCN(1−0) sea aproximadamente la unidad indica, según Gao & Solomon (2004b), que el exponente N 0 entre ΣSFR y Σdenso es ∼1: 0

ΣSFR ∝ ΣNdenso ∼ Σdenso

(3.10)

Esto en teoría debería ser cierto si la eficiencia de formación estelar del gas molecular 0 denso (SFEdenso ), trazada por el cociente de luminosidades LIR /LHCN(1−0) , es independiente del tamaño de la distribución de dicho gas. Si, por el contrario, los tamaños de las distribuciones de gas molecular denso son menores en las galaxias con mayores eficiencias, tal y como sucede con las distribuciones de gas molecular trazadas por la línea CO(1 – 0), cabría esperar que el exponente N 0 fuera > 1. Estudiar este problema en más detalle requeriría observar con elevada resolución angular (∼ 100 ) la emisión de HCN(1 – 0) en una muestra significativa de galaxias con diferentes luminosidades infrarrojas, tarea que no ha sido realizada hasta el momento por la enorme cantidad de tiempo de telescopio 0 que ello supone. En cualquier caso, dada la fuerte correlación entre LIR y LHCN(1−0) , no parece posible que N 0 pueda tomar valores significativamente mayores de la unidad, por lo que se puede concluir que las leyes de Kennicutt-Schmidt que relacionan las propiedades de la formación estelar con las del gas molecular toman exponentes distintos en función de la fase del gas molecular en cuestión, con N ∼ 1.4 − 2 para el gas molecular trazado por la línea CO(1 – 0) (§ 3.2.4), y N 0 ∼ 1 − 1.5 para el gas molecular más denso trazado por la línea HCN(1 – 0). En la figura 3.6b se ha representado cómo varía la eficiencia de formación estelar del gas molecular denso frente a la luminosidad infrarroja para la muestra de galaxias de Gao & Solomon (2004a,b). Pese a que para una LIR dada SFEdenso puede variar en

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

45

0.3

L' HCN(1−0) L' CO(1−0)

● ●



0.2



● ●













0.1





0.0

109

● ● ● ●●● ● ●● ● ● ●●●● ● ● ● ● ●● ● ● ● ●● ● ● ●● ● ● ●● ● ● ●

1010





●● ●● ●●● ●

1011

1012

1013

LIR [ LSUN ] 0 0 Figura 3.7: LHCN(1−0) /LCO(1−0) (∝ Mdenso /Mgas ) frente a LIR (∝ SFR) para la muestra de galaxias espirales normales, LIRGs y ULIRGs de Gao & Solomon (2004a,b). La fracción de gas molecular denso aumenta rápidamente a partir de LIR ∼ 1011 L .

casi un orden de magnitud, en promedio su valor se mantiene constante independientemente de la luminosidad infrarroja. Según Gao & Solomon lo que este resultado nos está indicando es que las propiedades de la formación estelar son las mismas para todas las galaxias. El gas molecular denso produce estrellas con la misma eficiencia independientemente del tipo de galaxia en el que se encuentre. El hecho de que las LIRGs y las ULIRGs tengan mayores luminosidades infrarrojas que las galaxias espirales se debe a que tienen una mayor cantidad de gas molecular denso en su interior y no a que produzcan estrellas con una mayor eficiencia o a que exista un AGN contribuyendo a su luminosidad infrarroja. Las zonas sombreadas en las figuras 3.6a y 3.6b indican el ran0 go de valores del cociente LIR /LHCN(1−0) medido por Wu et al. (2005) en su muestra de condensaciones galácticas. Todas las galaxias, independientemente de su luminosidad infrarroja, caen dentro de ese rango, por lo que sus tasas de formación estelar se pueden explicar mediante la combinación de condensaciones de gas molecular denso como las observadas en el interior de las GMCs de nuestra galaxia. Estos resultados difieren notablemente de los descritos en el apartado 3.2.2, donde la SFE del gas molecular trazado por la línea CO(1 – 0) era mucho mayor en las galaxias infrarrojas que en las galaxias espirales de menor luminosidad y las GMCs galácticas. Ambos resultados se pueden explicar si las LIRGs y las ULIRGs tienen una mayor proporción de gas denso en su interior. En la figura 3.7 se ha representado cómo varía la 0 0 fracción de gas molecular denso, estimada mediante el cociente LHCN(1−0) /LCO(1−0) , con

46

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

la luminosidad infrarroja para la muestra de galaxias de Gao & Solomon (2004a,b). Dicha fracción permanece aproximadamente constante para LIR < 1011 L , pero aumenta rápidamente con LIR para las galaxias infrarrojas. La causa principal de dicho aumento probablemente sean las interacciones entre galaxias, que concentran el gas molecular en los núcleos galácticos y son mucho más comunes en las LIRGs y las ULIRGs. La concentración de las GMCs en el kiloparsec central de las galaxias provocaría de alguna forma un aumento de la densidad local de su gas molecular. Una posible explicación sería el hecho de que las nubes moleculares se encuentran sometidas a presiones ambiente mucho mayores en los núcleos galácticos en comparación con las condiciones en el disco. Según Helfer & Blitz (1993, 1997), esto explicaría el que las GMCs situadas en el kiloparsec central de nuestra galaxia y algunas galaxias cercanas tengan mayores densidades promedio que las GMCs del disco galáctico (e.g., Bally et al. 1988; Lee et al. 1990; Helfer & Blitz 1993). No está claro, sin embargo, que ésta sea la única causa del aumento de la proporción de gas molecular denso en las galaxias infrarrojas. Otros procesos relacionados directamente con las interacciones galácticas, tales como un incremento de la frecuencia de choques entre nubes moleculares, podrían contribuir también a aumentar la densidad del gas molecular en el este tipo de objetos.

3.3.2.

El factor de conversión XHCN

La mayor parte de los resultados presentados en el apartado anterior se basan en la suposición de que el factor de conversión XHCN es el mismo para todas las galaxias, de 0 tal forma que LHCN(1−0) es linealmente proporcional a la masa de gas molecular denso: 0 Mdenso = XHCN LHCN(1−0)

(3.11)

El problema de tal suposición es que no ha sido probada observacionalmente. Hasta el momento, la mejor determinación del valor de XHCN es la obtenida por Wu et al. (2005) para las nubes moleculares de nuestra galaxia. Basándose en la aproximación del equilibrio virial, estos autores calcularon las masas viriales de una muestra de 31 condensaciones galácticas a partir de la anchura en velocidades de la línea ópticamente delgada C34 S(5 – 4), encontrando la siguiente relación entre la masa virial y la luminosidad de la línea HCN(1 – 0): 0.81±0.03 0 Mvir = 19 LHCN(1−0)

(3.12)

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

47

0 Pese a que la proporción entre Mvir y LHCN(1−0) no es exactamente lineal, Wu et al. (2005) 0 comprobaron que la variación de XHCN respecto a su valor promedio, hMvir /LHCN(1−0) i= 0 −1 11 ± 2 M L , era menor de un factor 2 para la mayoría de los casos estudiados. Sin embargo, el hecho de que el factor de conversión XHCN sea aproximadamente constante en nuestra galaxia no implica necesariamente que no varíe de una galaxia a otra, en especial, podría ser distinto en las galaxias infrarrojas para las que se ha demostrado que el factor de conversión XCO es entre cinco y seis veces menor que el galáctico. Una prueba clara de que XHCN debe ser menor en las galaxias infrarrojas es que si uno supone que XHCN = 11 M L0 −1 y XCO = 0.8 M L0 −1 (§ 3.2.1), todas las ULIRGs representadas en la figura 3.7 tendrían masas de gas molecular denso superiores, en algunos casos en más de un factor dos, a su masa total de gas molecular.

La dependencia de XHCN con la densidad del gas y la temperatura de brillo de la línea HCN(1 – 0) viene dada por la ecuación 3.3 particularizada para esta transición: 1/2

XHCN ∝ nH2 /Tb

(3.13)

La temperatura de brillo de la línea depende a su vez de la densidad y la temperatura cinética del gas molecular y de la abundancia de la molécula de HCN respecto a la de H2 . Para ilustrar esto en más detalle, en la figura 3.8 hemos modelizado la dependencia del factor de conversión XHCN con la densidad del gas molecular, la temperatura cinética y el cociente de abundancias moleculares [HCN]/[H2 ] aplicando la aproximación del gran gradiente de velocidad5 (LVG, Large Velocity Gradient, Sobolev 1960). Hemos supuesto que la densidad de columna de la molécula de H2 por unidad de velocidad, NH2 /∆V , es constante, lo cual equivale a asumir que la masa de gas molecular por unidad de área no varía. Como puede verse en la figura 3.8, para [HCN]/[H2 ] < 10−8 el factor de conversión XHCN depende sólo ligeramente de la densidad y la temperatura cinética del gas molecular, pero varía fuertemente con la abundancia de la molécula de HCN. Un aumento de la abundancia de HCN en un factor 10 conlleva una disminución de XHCN en un factor ∼5. Para [HCN]/[H2 ] > 10−8 y densidades elevadas la temperatura de brillo de la línea HCN(1 – 0) se satura y XHCN pasa a ser proporcional a la raíz cuadrada de 5 La

aproximación LVG supone la existencia de un gradiente de velocidad a lo largo de la nube de gas. Este gradiente de velocidad hace que los fotones emitidos por una determinada molécula en un punto de la nube sólo puedan ser absorbidos por aquellas moléculas de esa misma especie que se encuentren relativamente cerca del punto de emisión, por lo que es posible resolver las ecuaciones de la transferencia radiativa localmente. Una solución LVG a la transferencia radiativa queda determinada por tres parámetros: la densidad volumétrica de H2 , nH2 , la temperatura cinética del gas, Tk , y la densidad de columna por unidad de velocidad de la molécula en cuestión, N/∆V .

48

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

Tk = 30 K

Tk = 80 K 106

nH2 [ cm−3 ]

nH2 [ cm−3 ]

106

105

104

105

104

10−10

10−9

10−8

10−7

10−6

[ HCN ] / [ H2 ]

10−10

10−9

10−8

10−7

10−6

[ HCN ] / [ H2 ]

Figura 3.8: Modelización del factor de conversión XHCN bajo la aproximación del gran gradiente de velocidad (LVG, Large Velocity Gradient, Sobolev 1960) en función de la densidad volumétrica de H2 , nH2 , la temperatura cinética del gas molecular, Tk , y el cociente de abundancias moleculares [HCN]/[H2 ]. En los cálculos se ha supuesto que la densidad de columna de la molécula de H2 por unidad de velocidad, NH2 /∆V , es contante e igual a 5 × 1022 cm−2 km−1 s.

la densidad del gas e inversamente proporcional a la temperatura cinética. Suponer, por tanto, que el factor de conversión XHCN es el mismo para todas las galaxias puede llevar a una sobreestimación o una subestimación de la masa de gas molecular denso si la abundancia de HCN varia significativamente de una galaxia a otra. Según esto, el aumento 0 0 del cociente LHCN(1−0) /LCO(1−0) a partir de LIR ∼ 1011 L observado en la figura 3.7 podría estar indicando, más que un incremento de la fracción de gas denso en las LIRGs y las ULIRGs, una mayor abundancia de la molécula de HCN en estas galaxias. La pregunta a plantearse es si hay motivos para pensar que la abundancia de HCN pueda variar de una galaxia a otra, y, en tal caso, bajo qué condiciones se espera que varíe. Este punto y otros se abordan en el próximo apartado bajo el marco de la química del gas molecular.

3.4.

Química del gas molecular

La abundancia de una molécula en un determinado momento y posición en el medio interestelar depende de un delicado equilibrio de reacciones químicas que regulan su

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

49

formación y destrucción. Las eficiencias con las que se producen estas reacciones dependen a su vez de una gran variedad de factores, como son, por ejemplo, las abundancias de otras moléculas, átomos e iones, la temperatura, densidad y grado de ionización del medio o la existencia o no de fotones energéticos capaces de ionizar e incluso destruir la molécula. La solución al problema pasa por resolver un conjunto de ecuaciones acopladas que en última instancia dependen únicamente de la densidad y metalicidad del medio interestelar, de la composición de los granos de polvo y de la intensidad y forma del espectro de la radiación ambiente (las temperaturas del gas y del polvo se pueden deducir a partir de lo anterior). Si la escala temporal considerada es menor o comparable a los tiempos característicos de las reacciones químicas involucradas, principalmente los de creación y destrucción de la molécula de H2 , entonces no se puede asumir que el sistema haya alcanzado el equilibrio estacionario y es necesario estudiar también su evolución temporal. Dependiendo de las condiciones físicas a las que está sometido el medio interestelar se suele diferenciar entre los siguientes tipos de químicas del gas molecular (para una descripción más detallada sobre el tema se recomienda consultar los artículos de review de van Dishoeck & Blake 1998 y Hollenbach & Tielens 1999): Química de PDRs (del inglés Photodissociation Regions o Photon-Dominated Regions), regulada por la acción de los fotones ultravioleta procedentes de estrellas masivas con energía suficiente (6 eV < hν < 13.6 eV) como para disociar la mayoría de las moléculas. Los fotones ultravioleta son fácilmente absorbidos por el polvo interestelar y los PAHs (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons), por lo que este tipo de química se suele dar sólo en las superficies de las nubes moleculares y no afecta a sus zonas más oscurecidas (aquellas en las que NH2 > 1022 cm−2 o AV > 10). Química de XDRs (del inglés X-ray Dominated Regions o X-ray Dissociation Regions), regulada por la acción ionizante de los rayos X procedentes de estrellas masivas o AGNs. La sección eficaz del polvo a la radiación X es mucho menor que para los fotones ultravioleta, por lo que esta radiación puede dominar la química de toda la nube si ésta se encuentra lo suficientemente próxima a la fuente de emisión. Química de nubes oscuras (dark clouds en inglés), regulada por la ionización producida por los rayos cósmicos. Una vez apantallada la radiación ultravioleta y lejos de una fuente de rayos X intensa, los rayos cósmicos dominan la química del gas molecular.

50

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

Química de hot-cores, caracterizada por reacciones químicas que sólo son posibles a las elevadas temperaturas (T > 100 K) y densidades (nH2 > 106 cm−3 ) típicas de estas regiones y por la evaporación de los mantos de los granos del polvo que libera nuevo material a la fase gaseosa. Química de choques, dominada, al igual que la química de hot-cores, por las elevadas temperaturas alcanzadas en los choques (T > 1000 K) y por la evaporación y destrucción de los granos de polvo de menor tamaño. El objetivo final del estudio de la química del gas molecular en astrofísica es deducir las propiedades físicas del medio interestelar a partir de las abundancias moleculares y atómicas estimadas en una determinada posición del cielo mediante la observación de líneas espectrales. Cuanto mayor sea el número de moléculas con abundancias conocidas, tanto menor será la degeneración de la solución y tanto mejor determinadas estarán dichas propiedades. Sin embargo, no todas las moléculas aportan la misma información. Son precisamente las moléculas más difíciles de producir, y por lo tanto normalmente las menos abundantes, las que permiten constreñir mejor el tipo de química dominante. Sus abundancias pueden variar en varios órdenes de magnitud ante pequeñas modificaciones de las condiciones del medio (metalicidad, densidad, radiación), por lo que la mera detección de una de sus líneas puede servir para establecer si la química de la región está controlada por la acción de la radiación ultravioleta, los rayos X, los rayos cósmicos o por choques. Por el contrario, las moléculas más abundantes son fáciles de producir en casi cualquier situación y sus abundancias no suelen variar tan fuertemente. Si bien esto no supone un gran problema en los estudios de la química del gas molecular en nuestra galaxia, donde las nubes estudiadas se suelen encontrar lo suficientemente cerca como para que la mayoría de las moléculas se puedan detectar en tiempos de observación razonables, sí que afecta a los estudios de química extragaláctica, ya que con los radiotelescopios actuales sólo se puede detectar la emisión de las moléculas más abundantes (e.g., CO, HCN, HCO+ , CN, HNC y CS), las cuales aportan menos información desde un punto de vista químico. A todo esto hay que añadir el hecho de que a partir de las observaciones no se obtienen directamente abundancias moleculares sino intensidades de líneas, las cuales se han formado a lo largo de toda la nube, por lo que, a no ser que se disponga de observaciones de elevada resolución angular, las abundancias moleculares deducidas suelen ser una especie de promedio de la abundancia en toda la nube, o en toda la galaxia en el caso extragaláctico. Por último, las transiciones rotacionales de las moléculas más abundantes suelen ser ópticamente espesas lo que complica la determi-

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

51

nación de sus abundancias. Todo esto permite explicar por qué no se ha abordado hasta muy recientemente el estudio de la química del gas molecular en otras galaxias distintas de la Vía Láctea.

3.4.1.

0 0 0 0 Los cocientes LHCN(1−0) /LCO(1−0) y LHCN(1−0) /LHCO + (1−0)

El hecho de que sea complicado estudiar la química del gas molecular no quiere decir que su efecto sobre las observaciones extragalácticas sea menor. Cada vez son más los estudios que demuestran que ciertas químicas particulares (PDRs, XDRs, hot-cores) pueden modificar significativamente la emisión de algunas de las transiciones que se han venido utilizando como trazadores de la masa y dinámica del gas molecular (Lepp & Dalgarno 1996; Maloney et al. 1996; Maloney 1999; Meijerink & Spaans 2005; Lintott et al. 2005; Lintott & Viti 2006; Meijerink et al. 2006, 2007; Bayet et al. 2008b). En la sección 3.3.2 vimos que el factor de conversión XHCN puede cambiar dependiendo de la abundancia de la molécula de HCN. Esto quiere decir que en ciertos casos una mayor luminosidad de la línea HCN(1 – 0) puede estar indicando, más que una mayor cantidad de masa de gas denso, que la abundancia de la molécula de HCN es mucho mayor debido a que el medio interestelar se encuentra sometido a unas condiciones distintas de las consideradas normales (aquellas con las que se ha calibrado el factor de conversión). Posiblemente, el mejor ejemplo de esto sea el de la galaxia luminosa en el infrarrojo NGC 1068, clasificada en el óptico como de tipo Seyfert 2, para la que Jackson et al. (1993) y Tacconi et al. (1994) midieron un cociente de luminosidades 0 0 LHCN(1−0) /LCO(1−0) ∼ 1 en su disco circumnuclear (CND, Circumnuclear Disk). Basándose en esas observaciones Sternberg et al. (1994) derivaron un cociente de abundancias moleculares [HCN]/[CO] ≥ 10−2 en el CND de esa galaxia6 . En comparación, en las nubes moleculares de nuestra galaxia dicho cociente de abundancias suele tomar valores entre 10−5 y 10−4 (ver la tabla 3.1). Sólo se han registrado valores similares al medido en el CND de NGC 1068 en las regiones de las nubes moleculares más densas y calientes que rodean a estrellas masivas recién formadas (YSO, Young Stellar Objects), en las que tiene lugar la ya mencionada química de hot-cores y donde se ha comprobado que la abundancia de la molécula de HCN respecto a la de H2 puede aumentar hasta valores del orden de 10−6 (e.g. Blake et al. 1987; Lahuis & van Dishoeck 2000). Si bien en un más recientes estiman un cociente de abundancias [HCN]/[CO] ∼ 10−3 en el CND de NGC 1068 (Usero et al. 2004). 6 Cálculos

52

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

primer momento se interpretó el elevado cociente [HCN]/[CO] de NGC 1068 como una subabundancia de la molécula de CO generada como consecuencia de una depleción selectiva del oxígeno de la fase gaseosa (Sternberg et al. 1994), la posterior detección de la línea HCO+ (1 – 0) en el CND de la galaxia ha descartado esta posibilidad y apunta más hacia una sobreabundancia de la molécula de HCN como consecuencia de una química de XDRs inducida por los rayos X procedentes del AGN central próximo al CND (Usero et al. 2004). Efectos similares a los de NGC 1068 se han observado en los núcleos de otras galaxias Seyfert cercanas (NGC 1097, NGC 5033, NGC 5194 y NGC 6951), en los 0 0 que varios autores han medido cocientes de luminosidades LHCN(1−0) /LCO(1−0) > 0.2 y 0 0 LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) ≥ 1.5 (Kohno et al. 2001, 2003, 2008; Kohno 2005; Krips et al. 2007). Estos cocientes son mayores que los observados en los discos de formación 0 0 estelar de esas mismas galaxias y otras galaxias starburst (LHCN(1−0) /LCO(1−0) ∼ 0.1 y 0 0 LHCN(1−0) /LHCO+ (1−0) ∼ 1) y se han interpretado como una sobreabundancia de la molécula de HCN respecto a las abundancias de las moléculas de CO y HCO+ , debida posiblemente al efecto de la radiación del AGN sobre la química del gas molecular. Según estos autores, estos cocientes de líneas podrían emplearse en un futuro para identificar la presencia de AGNs en las galaxias más oscurecidas, para las que otros métodos, como la espectroscopía óptica o la observación del continuo en rayos X, dejan de ser eficaces como consecuencia de la elevada opacidad del medio. En particular, este tipo de análisis puede aplicarse al estudio de las propiedades del medio interestelar en las LIRGs y las ULIRGs (Imanishi et al. 2004). 0 0 La principal ventaja del cociente de luminosidades LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) frente al co0 0 ciente LHCN(1−0) /LCO(1−0) es que las densidades críticas de las transiciones HCN(1 – 0) y HCO+ (1 – 0) son parecidas, por lo que las dos trazan aproximadamente la misma fase del medio interestelar y la razón de sus luminosidades es un buen indicador del cociente 0 0 de abundancias de las dos moléculas, mientras que el cociente LHCN(1−0) /LCO(1−0) depende además del valor de la densidad del gas molecular. Esto puede verse en las figuras 3.9 y 3.10, donde hemos modelizado mediante la aproximación LVG la variación de los co0 0 0 0 0 0 cientes de luminosidades LHCN(1−0) /LCO(1−0) , LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) y LHCN(3−2) /LHCO+ (3−2) en función de la densidad del gas molecular, nH2 , la temperatura cinética, Tk , y los cocientes de abundancias moleculares [HCN]/[CO] y [HCN]/[HCO+ ]. Los únicos parámetros que se han mantenido constantes han sido las densidades de columna por unidad de velocidad de las moléculas de CO y HCO+ , lo que equivale a fijar la masa de H2 por unidad

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

Tk = 30 K

Tk = 80 K 106

nH2 [ cm−3 ]

106

nH2 [ cm−3 ]

53

105

104

105

104

10−5

10−4

[ HCN ] / [ CO ]

10−3

10−5

10−4

10−3

[ HCN ] / [ CO ]

0 0 Figura 3.9: Modelización del cociente de luminosidades LHCN(1−0) /LCO(1−0) bajo la aproximación del gran gradiente de velocidad (LVG, Large Velocity Gradient, Sobolev 1960) en función de la densidad volumétrica de H2 , nH2 , la temperatura cinética del gas molecular, Tk , y el cociente de abundancias moleculares [HCN]/[CO]. En los cálculos se ha supuesto que la densidad de columna por unidad de velocidad de la molécula de CO, NCO /∆V , es constante e igual a 5 × 1018 cm−2 km−1 s. Se ha considerado también que las dos líneas provienen de la misma fase del gas molecular (modelo monofase).

de área (NH2 ) si se supone que tanto [CO] como [HCO+ ] permanecen constantes. Como 0 0 puede verse en la figura 3.9, el cociente LHCN(1−0) /LCO(1−0) varía tanto con la temperatura cinética del gas molecular como con la densidad de H2 y la abundancia de la molécula de HCN. Si no se conoce previamente el valor de la densidad del gas molecular es imposible estimar el cociente de abundancias [HCN]/[CO]. Por el contrario, los paneles superiores 0 0 de la figura 3.10 muestran que la dependencia de LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) con nH2 es considerablemente menor, lo que hace mucho más fácil determinar el valor del cociente de abundancias moleculares [HCN]/[HCO+ ]. Por ejemplo, los valores mencionamos ante0 0 riormente del cociente LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) medidos en los cientos de parsecs centrales 0 0 de algunas galaxias Seyfert, LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) ≥ 1.5, sólo se pueden explicar dentro de un modelo monofase si la molécula de HCN es como mínimo 10 veces más abundante que la molécula de HCO+ . Existe aún, sin embargo, cierta dependencia entre el cocien0 0 te de luminosidades LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) y la temperatura cinética de gas molecular que 0 0 es posible eliminar si en su lugar se considera el cociente LHCN(3−2) /LHCO + (3−2) (paneles inferiores de la figura 3.10). Hasta la fecha muy pocas galaxias han sido observadas en estas transiciones, por lo que no se puede comprobar en todos los casos si los cocientes de abundancias deducidos a partir de las transiciones J = 1 − 0 son compatibles con los

54

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

Tk = 30 K

Tk = 80 K 106

nH2 [ cm−3 ]

nH2 [ cm−3 ]

106

105

104

104

1

10

100

1

10

[ HCN ] / [ HCO+ ]

[ HCN ] / [ HCO+ ]

Tk = 30 K

Tk = 80 K

100

106

nH2 [ cm−3 ]

106

nH2 [ cm−3 ]

105

105

104

105

104

1

10

[ HCN ] / [ HCO+ ]

100

1

10

100

[ HCN ] / [ HCO+ ]

0 0 Figura 3.10: Modelización de los cocientes de luminosidades LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) (paneles superiores) 0 0 /LHCO (paneles inferiores) bajo la aproximación del gran gradiente de velocidad (LVG, y LHCN(3−2) + (3−2) Large Velocity Gradient, Sobolev 1960) en función de la densidad volumétrica de H2 , nH2 , la temperatura cinética del gas molecular, Tk , y el cociente de abundancias moleculares [HCN]/[HCO+ ]. En los cálculos se ha supuesto que la densidad de columna por unidad de velocidad de la molécula de HCO+ , NHCO+ /∆V , es constante e igual a 5 × 1013 cm−2 km−1 s. Se ha considerado también que todas las líneas provienen de la misma fase del gas molecular (modelo monofase).

de las transiciones J = 3 − 2. Una galaxia para la que sí es posible realizar esta com0 0 probación es NGC 1068. Los cocientes de luminosidades LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) ∼ 1.6 y 0 0 LHCN(3−2) /LHCO+ (3−2) ∼ 2.6 medidos por Krips et al. (2008) en esta galaxia Seyfert 2 se pueden explicar simultáneamente si [HCN]/[HCO+ ] = 15 − 40. En la próxima sección

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs

55

discutimos las implicaciones que tienen estos resultados sobre las propiedades del gas molecular.

3.4.2.

La abundancia de HCN y HCO+ en nuestra galaxia

¿Hasta qué punto se pueden considerar anormales los cocientes de abundancias [HCN]/[HCO+ ] ≥ 10 estimados en los núcleos de estas galaxias Seyfert? Para responder a esta pregunta en la tabla 3.1 se han reunido las abundancias y densidades de columna de las moléculas de CO, HCN y HCO+ medidas en varias nubes moleculares de nuestra galaxia. Dependiendo de la nube y de la posición observada dentro de ésta, las propiedades físicas del medio interestelar y el tipo de química dominante varían. Como consecuencia de esto las abundancias de las moléculas de HCN y HCO+ pueden llegar a cambiar en más de un orden de magnitud. Sin embargo, puede verse que los valores de dichas abundancias son casi siempre menores de 10−8 y su cociente [HCN]/[HCO+ ] permanece relativamente constante entre 0.5 y 5. En muy pocas ocasiones [HCN]/[HCO+ ] ≥ 10. Un caso en el que esto sucede es el del hot-core de la nube de Orión (OMC-1), en el que Blake et al. (1987) calcularon una abundancia para la molécula de HCN igual a 3 × 10−7 (ver también Schilke et al. 1992 y Comito et al. 2005). Otro caso especialmente interesante es el de las nubes de gas molecular del CND de nuestra galaxia, situadas a menos de 2 pc de distancia del agujero negro supermasivo en Sgr A*. En ellas Marr et al. (1993) estimaron un cociente de abundancias [HCN]/[HCO+ ] ∼ 80. Este resultado encaja bastante bien con los diagramas de la figura 3.10, pues se ha visto 0 0 que LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) ∼ 2 − 3 a lo largo de la mayor parte del CND (Marr et al. 1993; Wright et al. 2001; Christopher et al. 2005). Apenas se han realizado observaciones de elevada resolución angular de la emisión del gas molecular en esta región, por lo que es difícil establecer el tipo de química (XDRs, PDRs o choques) que está detrás de esta sobreabundancia de la molécula de HCN. En resumen, las regiones de nuestra galaxia en las que [HCN]/[HCO+ ] ≥ 10 representan sólo una pequeña fracción de la masa total de gas molecular de la galaxia y se caracterizan por estar sometidas a unas condiciones extremas de densidad, temperatura y radiación. Esto hace pensar que las nubes de gas molecular situadas en las regiones 0 0 centrales de las galaxias Seyfert con LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) ≥ 1.5 podrían estar sufriendo condiciones similares, que favorecerían la producción de la molécula de HCN frente a las moléculas de CO y HCO+ . Desgraciadamente, con la información disponible hasta

Propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs 56

0.85

10−4

[CO]

0.6

9.2

11

1.0

10−9

[HCO+ ]

1.1

7.6

5.4

80

10−9

[HCN]

1.8

0.8

0.5

80

[HCN]/[HCO+ ]

7

5, 6

5

4

3

1, 2

Ref. N

0.76

1.0

0.85

5.0

N

1.0

2.0

N

1.5

0.54

10

8.0

N

1.3

1.6

1.0

1.0

4.0

3.0

4.0

T

1.2

0.30

5.0 13

1.0

n k

1.2

0.6

Tipo de química / K

1.4

5.0

1.0 2.7

13

>25

Posición H2

250 1.4

4.4

0.40

2.5

Región 105 cm−3

10 5.0

2.2

0.08

HCN

20 10

0.3 6.7

2.6

10

1014 cm−2

0.6 80

4.4

HCO+

XDR, PDR, choques? 0.2

0.5

8.4

11

1014 cm−2

Nube oscura 0.5

4.4

CO

Sgr A* / CND Nube oscura 50

6.7

6.5

2.2

230

11

11

1018 cm−2

TMC-1 PDR 28

H2

L134 N

10

0.5

8.4

5.0

2.8

12

1022 cm−2

NGC 2023 PDR 3.5N

40

6.5

1.0

5.2

12

descripción

IC 63 OMC-1

45

1.0

3.1

1.0

12

1.0

12

9

13

9

4.4

300

280

5.0

7

10

32

2.2

1.0

1.0

5.4

13

4.0

4.5

12

7

10

0.43

3.0

10

1.3S

24

6.5

6.5 3.0

1.0

3.0

20

OMC-1

30

30

10 3.8

12

5.3

1.0

1.0

>30

OMC-1

10

85

5.4

60

2.3

1.9

6.0

1.0

7 3

10

55

8.3

19

6.0

11

9.9

1.0

7

4.2S PDR

100

7.0

26

33

2.2

3.2

5.0

OMC-1 PDR

1

200

13

20

4.2

2.0

8

Barra

10

55

150

9.6

11

2.4

1.5

Barra Choque

100

100

20

14

0.34

−20◦ . Es decir, las galaxias debían ser todas ultraluminosas en el infrarrojo y tenían que poderse observar durante un tiempo suficiente desde la latitud del radiotelescopio (φ30 m = 37◦ N). Tiempo estimado de observación sobre la fuente para una detección 5 σ menor de 0 5 horas. Para cuya estimación se supuso LIR /LCO(1−0) = 10 L L0 −1 , valor aproximadamente a mitad de camino entre el promedio de 6 L L0 −1 encontrado por Sanders et al. (1991) para una muestra de 60 LIRGs y los valores próximos a 20 L L0 −1 de ULIRGs como Arp 220 o Mrk 231. z < 0.3. Esta condición venía impuesta por el rango de frecuencias al que era posible sintonizar los receptores a 3 mm instalados en el radiotelescopio. Disponibilidad de imágenes en el óptico o el infrarrojo cercano tomadas con el telescopio espacial Hubble (HST, Hubble Space Telescope). No haber sido observadas en CO con anterioridad. La propuesta fue aceptada y las observaciones se llevaron a cabo en mayo de 1997. Debido a las malas condiciones atmosféricas sufridas durante ese periodo de observación, de las 23 galaxias propuestas sólo 15 pudieron observarse, detectándose un total de 10, de las cuales la mayoría fueron detecciones tentativas. El proyecto vuelve a retomarse en marzo del año 2000. Por aquella época Solomon et al. ya habían publicado en 1997 los resultados de sus observaciones de la línea CO(1 – 0) en una muestra de 37 galaxias infrarrojas (12 LIRGs y 25 ULIRGs). Con ese estudio se confirmaban ciertas características conocidas de este tipo de galaxias, tales como sus enormes cantidades de gas molecular, hMH2 i ∼ 4 × 1010 M (suponiendo el factor de conversión XCO galáctico), y sus elevadas eficiencias de formación estelar,

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

69

Figura 5.1: Ejemplos de galaxias ultraluminosas en el infrarrojo en cada una de las distintas fases de interacción consideradas en este capítulo. De izquierda a derecha y de arriba a abajo: fusión múltiple, par de galaxias sin signos claros de interacción, par de galaxias en interacción, fusión avanzada y galaxias con un único núcleo o prácticamente fusionadas. Las imágenes corresponden a la banda I del HST. Las flechas tienen una extensión de un segundo de arco y se encuentran orientadas al norte y al este.

hSFEi ∝ hLFIR /MH2 i ∼ 35 L M −1 . Sin embargo, no se sabía prácticamente nada sobre el origen de su luminosidad infrarroja, y la enorme dispersión encontrada en la correla0 ción entre LFIR y LCO(1−0) (ver la figura 3 de su artículo) sugería que ciertos aspectos no tomados en cuenta en la selección de la muestra, tales como el tipo de actividad nuclear o la fase de interacción, podían afectar lo suficiente al valor de la luminosidad infrarroja y la intensidad de la línea de CO de las galaxias como para producir la dispersión observada. Basándose en estas consideraciones nuestro grupo se propuso realizar nuevas observaciones de la línea CO(1 – 0) en una muestra mucho más amplia de ULIRGs, seleccionada de tal forma que incluyera un número de galaxias estadísticamente representativo en cada uno de los diferentes tipos de actividad nuclear y fases de interacción. En concreto, las condiciones impuestas para la selección de la muestra fueron las siguientes: LIR > 1012 L y δ > −25◦ . z < 0.35.

70

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Disponibilidad de imágenes en las bandas I (λc = 0.8 µm) o H (λc = 1.6 µm) del HST. Homogeneidad en su distribución según el tipo de actividad nuclear: galaxias HII, LINERs, Seyfert 2’s y Seyfert 1’s. Homogeneidad en su distribución según la fase de interacción: fusiones múltiples, pares de galaxias sin signos claros de interacción, pares de galaxias en interacción, fusiones avanzadas y galaxias con un único núcleo o prácticamente fusionadas (ver la figura 5.1). Las observaciones se realizaron con el radiotelescopio de 30 metros de IRAM en julio y noviembre de 2000 y abril y agosto de 2002. Las en general buenas condiciones meteorológicas permitieron la detección de la mayoría de las galaxias. Cuando por algún motivo una galaxia no se detectaba o su detección era demasiado débil, volvía a observarse en el periodo siguiente, consiguiéndose en la mayoría de los casos una detección mucho mejor. De hecho, en ciertas ocasiones las detecciones fueron tan rápidas y de tal calidad que permitieron observar otras galaxias no incluidas inicialmente en la muestra, lo que explica el que al final no todas las galaxias cumplan las condiciones mencionadas más arriba. Con posterioridad, varias de las galaxias de la muestra de Solomon et al. (1997) se volvieron a observar en CO(1 – 0) en un proyecto paralelo a éste, del cual hablaremos en el capítulo 7. Estas observaciones, realizadas también con el radiotelescopio de 30 metros de IRAM en noviembre de 2004, agosto y diciembre de 2005 y junio de 2006, se han incorporado a la muestra final. En total se observaron 13 LIRGs y 56 ULIRGs. En las tablas 5.1 y 5.2 se resumen las clasificaciones adoptadas según el tipo de actividad nuclear y la fase de interacción para cada una de las galaxias de la muestra. Por completitud, se decidió incorporar a la muestra final 24 galaxias de la muestra de Solomon et al. (1997) que no fueron reobservadas por nosotros.

Explicación de la tabla 5.1: Columna 1. Nombre de la galaxia. En general se trata del nombre dado en el catálogo de fuentes puntuales de IRAS (PSC, Point Source Catalog, Joint IRAS Science Working Group 1988), con la excepción de algunas

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

galaxias cercanas, para las que ha utilizado su nombre más común, procedente de catálogos más antiguos. Columna 2. Clasificación óptica a la que se le ha dado preferencia. HII = galaxia HII, Lin = LINER, Sy2 = Seyfert 2 y Sy1 = Seyfert 1. En el mejor de los casos las clasificaciones se efectúan según diagnósticos de cocientes de líneas ópticas de emisión. Los resultados de los diferentes diagnósticos no siempre coinciden y entonces se dice que se tiene un espectro de transición. El código A : B indica que la clasificación A se ha dado en un mayor número de diagnósticos que la B. El código A / B indica que los dos núcleos de la galaxia han sido analizados y clasificados por separado, siendo sus clasificaciones ópticas respectivas A y B. Lawrence et al. (1999) hablan de starbursts de alta excitación (HX) cuando [O III] ∼ 2 Hβ , mientras que las galaxias sin detección de [O III] que no son Seyfert 1 o Seyfert 2 las clasifican como starbursts de baja excitación (HII⇔Lin). Estas son las clasificaciones con un mayor grado de incertidumbre de todas las referencias empleadas. Columna 3. Referencias de las observaciones y clasificaciones de la columna anterior. (1) = Veilleux et al. 2002; (2) = Veilleux et al. 1999a; (3) = Veron-Cetty & Veron 2006; (4) = Lawrence et al. 1999; (5) = Lutz et al. 1999; (6) = Zheng et al. 2002 ; (7) = Wu et al. 1998; (8) = Djorgovski et al. 1990; (9) = Veilleux et al. 1995; (10) = Baan et al. 1998; (11) = Duc et al. 1997; (12) = Kim et al. 1998; (13) = Leech et al. 1989; NED = NASA/IPAC Extragalactic Database; Simbad = Simbad, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Columna 4. Clasificación final adoptada para la galaxia en función de la dada en la columna 2. Columna 5. Otras clasificaciones alternativas a las dadas en la columna 2. También se presentan las clasificaciones de las observaciones en el MIR realizadas con ISO (Infrared Space Observatory) por Lutz et al. (1999), que diferencian entre starbursts (ISO–SB) y AGNs (ISO–AGN).

71

72

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Nombre

Clasificación óptica

Referencias

Clasificación adoptada

Otras clasificaciones

(1)

(2)

(3)

(4)

(5)

IRAS 00091 – 0738

HII : Lin

1, 2

HII

IRAS 00207 + 1029

Sy1

3, 4

Sy1

IRAS 00397 – 1312

HII

1, 2

HII

ISO – AGN (5)

IRAS 01003 – 2238

HII : Sy2

1, 2

HII

Sy2 (3), ISO – SB (5)

IRAS 01166 – 0844

HII : ...

1, 2

HII

IRAS 01298 – 0744

HII : Lin

1, 2

HII

ISO – SB (5)

IRAS 01355 – 1814

HII

1, 2

HII

HX (4)

IRAS 02054 + 0835

Sy1

3, 4, 6

Sy1

IRAS 02065 + 4705

Sy1

3, 6

Sy1

IRAS 04413 + 2608

Sy2

3, 4

Sy2

VII Zw 31

HII

7, 8

HII

IRAS 06268 + 3509

HII

NED

HII

HII⇔Lin (4)

IRAS 06487 + 2208

HII

NED

HII

HX (4)

IRAS 06561 + 1902

HII⇔Lin

4

HII

Lin (NED)

IRAS 07246 + 6125

Sy2

3, 4

Sy2

IRAS 07381 + 3215

HII⇔Lin

4

HII

IRAS 08344 + 5105

HII⇔Lin

4

HII

IRAS 08509 – 1504

HII⇔Lin

4

HII

IRAS 09039 + 0503

Lin

1, 2

Lin

IRAS 09116 + 0334

Lin : HII

1, 2

Lin

HII⇔Lin (4)

IRAS 09320 + 6134

Lin

7, 9, 10

Lin

Sy1 (3), ISO – SB (5)

IRAS 10026 + 4347

Sy1

3, 4, 6

Sy1

IRAS 10190 + 1322

HII

1, 2

HII

IRAS 10558 + 3845

HII

NED

HII

HII⇔Lin (4)

IRAS 11087 + 5351

HII⇔Lin

4

HII

Sy1 (NED)

IRAS 11095 – 0238

Lin

1, 2, 3, 11

Lin

IRAS 11119 + 3257

Sy1

1, 2, 3, 6, 12

Sy1

IRAS 12071 – 0444

Sy2

1, 2, 3, 9, 12

Sy2

IRAS 12112 + 0305

Lin

1, 2, 12

Lin

IRAS 12202 + 1646

Sy2

3, 4

Sy2

IRAS 12450 + 3401

Lin

9

Lin

Mrk 231

Sy1

1, 2, 3, 4, 6

Sy1

HX

4

Lin

HII⇔Lin (4)

Sy2 (NED)

HII⇔Lin (4)

ISO – SB (5), HII⇔Lin (7)

ISO – AGN (5)

IRAS 13144 + 2356 IRAS 13156 + 0435 Arp 193

Lin

9

Lin

IRAS 13342 + 3932

Sy1

1, 2, 3, 6, 12

Sy1

IRAS 13349 + 2438

Sy1

3, 9

Sy1

IRAS 13352 + 6402

HII⇔Lin

4

HII

Sy2

1, 2, 3, 7, 10, 12

Sy2

ISO – AGN (5)

IRAS 13469 + 5833

HII

1, 2

HII

HII⇔Lin (4)

IRAS 13539 + 2920

HII : Lin

1, 2

HII

Mrk 273

HII⇔Lin (7)

Tabla 5.1: Clasificación de las galaxias de la muestra final según su actividad nuclear. La línea horizontal separa las galaxias observadas por nosotros en CO(1 – 0) de las de la muestra de Solomon et al. (1997).

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

73

Nombre

Clasificación óptica

Referencias

Clasificación adoptada

Otras clasificaciones

(1)

(2)

(3)

(4)

(5)

IRAS 14121 – 0126

Lin

1, 2

Lin

IRAS 14202 + 2615

HII

1, 2, 12

HII

IRAS 14348 – 1447

Lin / Lin

1, 2, 9, 12

Lin

IRAS 14575 + 3256

HII

13

HII

Arp 220

Lin

1, 2, 12

Lin

IRAS 15462 – 0450

Sy1

1, 2, 3, 6, 12

Sy1

IRAS 16007 + 3743

Lin : HII

9

Lin

IRAS 16136 + 6550

Sy1

3, 6

Sy1

IRAS 16455 + 4553

HII⇔Lin

4

HII

IRAS 16487 + 5447

Lin : HII

1, 2, 12

Lin

HII⇔Lin (4), ISO – SB (5)

NGC 6240

Lin

3, 7, 9

Lin

ISO – SB (5)

IRAS 16541 + 5301

Sy2

3, 4

Sy2

IRAS 17068 + 4027

HII

1, 2, 12

HII

ISO – AGN (5)

IRAS 17179 + 5444

Sy2

1, 2, 3

Sy2

HII⇔Lin (4), ISO – AGN (5)

IRAS 17208 – 0014

HII

9, 12, 14

HII

Lin (3), ISO – SB (5)

Sy1 (3), ISO – SB (5) Sy2⇔Lin (3), ISO – SB (5)

IRAS 17463 + 5806

HX

4

Lin

IRAS 18144 + 4823

Sy2

3, 4

Sy2

IRAS 18580 + 6527

Sy2

3

Sy2

IRAS 19297 – 0406

HII : Lin

9, 12

HII

IRAS 20037 – 1547

Sy1

3, 4, 6

Sy1

IRAS 20414 – 1651

HII : Lin

1, 2, 12

HII

Lin : HII (11)

IRAS 21219 – 1757

Sy1

1, 2, 6

Sy1

Sy1.2 (3)

IRAS 21477 + 0502

Lin : HII

1, 2

Lin

IRAS 22204 – 0214

HII : Lin / HII

9

HII

IRAS 22491 – 1808

HII

1, 2, 4, 9

HII

Sy2 / HII (4)

ISO – SB (5)

IRAS 22509 – 0040

HII⇔Lin

4

HII

IRAS 23365 + 3604

Lin

9, 14

Lin

Sy2⇔Lin (3), ISO – SB (5)

IRAS 23498 + 2423

Sy2

1, 2, 4

Sy2

Sy1 (3)

IRAS 00057 + 4021

Sy2

3, 10

Sy2

IRAS 00188 – 0856

Lin

1, 2

Lin

HII⇔Lin (4), ISO – SB (5)

IRAS 00262 + 4251

Lin

3

Lin

I Zw 1

Sy1

3, 7

Sy1

ISO – AGN (5)

Mrk 1014

Sy1

1, 2, 6, 7

Sy1

Sy1.5 (3), ISO – AGN (5)

IRAS 02483 + 4302

Lin

3, 10

Lin

IRAS 03158 + 4227

Sy / Sy2

3

Sy2

IRAS 03521 + 0028

Lin

1, 2

Lin

ISO – SB (5)

IRAS 08572 + 3915

Lin : HII / Lin : HII

1, 2, 9, 12

Lin

HII (3)

IRAS 10035 + 4852

HII

15

HII

IRAS 10494 + 4424

Lin

1, 2, 12

Lin

IRAS 10565 + 2448

HII / ...

9

HII

IRAS 11506 + 1331

HII : Lin

1, 2, 12

HII

IRAS 08030 + 5243

Tabla 5.1: Continuación.

HII⇔Lin (7), Lin (Simbad)

74

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Nombre

Clasificación óptica

Referencias

Clasificación adoptada

Otras clasificaciones

(1)

(2)

(3)

(4)

(5)

IRAS 13106 – 0922

Lin : HII

1, 2

Lin

IRAS 13442 + 2321

HII

13

HII

IRAS 14070 + 0525

Sy2

1, 2, 3, 12

Sy2

IRAS 16090 – 0139

Lin : HII

1, 2, 12

Lin

IRAS 16334 + 4630

Lin

1, 2, 12

Lin

IRAS 15030 + 4835

IRAS 18368 + 3549 IRAS 19458 + 0944 IRAS 20087 – 0308

Lin

12

Lin

IRAS 22542 + 0833

Lin : HII / Sy2 : ...

1, 2

Sy2

Tabla 5.1: Continuación.

Sy2⇔Lin (11)

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Nombre

Referencias

Separación Nuclear

75

Clasificación

Otras clasificaciones

(4)

(5) UN (2)

kpc (1)

(2)

(3)

IRAS 00091 – 0738

1, 2, 3, 4, HST

2.1

FA

IRAS 00207 + 1029

HST

1.9

FA

IRAS 00397 – 1312

1, 4, HST

< 1.7

UN

IRAS 01003 – 2238

1, 3, 4, 5, 6, HST

< 0.6

UN

IRAS 01166 – 0844

1, 4, SDSS

IRAS 01298 – 0744

1, 3, 4

IRAS 01355 – 1814

1, 4, HST

IRAS 02054 + 0835

7, HST

< 2.0

UN

IRAS 02065 + 4705

HST

< 1.0

UN

IRAS 04413 + 2608

PI UN

5.7

PI

6.6

PSI

< 0.5

UN

7, 8, HST

8.0

PI

IRAS 06487 + 2208

HST

1.5

FA

IRAS 06561 + 1902

7, 8, HST

6.5

PI

IRAS 07246 + 6125

HST

< 1.1

UN

IRAS 07381 + 3215

7, 8, HST, SDSS

< 1.3

UN

IRAS 08344 + 5105

HST, SDSS

2.6

FA

VII Zw 31 IRAS 06268 + 3509

8, HST

9.4 < 2.1

10, 11, HST

FA

FA FA UN (9)

IRAS 08509 – 1504

HST

53.8

PSI

IRAS 09039 + 0503

1, HST, SDSS

< 1.0

UN

IRAS 09116 + 0334

1, SDSS

15.3

PI

IRAS 09320 + 6134

2, 10, 12, 13, 14, HST, SDSS

< 0.4

UN

IRAS 10026 + 4347

7, HST, SDSS

< 1.3

UN

IRAS 10190 + 1322

1, 13, 15, SDSS

5.2

PI

IRAS 10558 + 3845

8, HST, SDSS

1.7

FA

IRAS 11087 + 5351

HST, SDSS

1.1

UN

IRAS 11095 – 0238

1, 3, 6, 8, 16, HST

IRAS 11119 + 3257

1, 6, SDSS

IRAS 12071 – 0444

1, 3, 5, 6, HST

IRAS 12112 + 0305

1, 2, 10, 12, 14, HST, SDSS

3.6

FA

UN (2)

IRAS 12202 + 1646

HST, SDSS

37.2

PSI

UN (9)

IRAS 12450 + 3401 Mrk 231 IRAS 13144 + 2356 IRAS 13156 + 0435 Arp 193

HST, SDSS

1.2

UN

< 2.7

UN

1.8

FA

9.7

PI

1, 5, 12, 14, HST, SDSS

< 0.2

UN

17, HST, SDSS

< 1.0

UN

18, HST, SDSS

31.6

PI

10, 12, 19, HST, SDSS

< 0.3

UN

IRAS 13342 + 3932

1, HST, SDSS

21.4

PSI

IRAS 13349 + 2438

HST, SDSS

< 0.9

UN

IRAS 13352 + 6402

8, HST, SDSS

11.4

PI

1, 2, 10, 12, 14, HST, SDSS

0.7

UN

1, 7, 8, HST, SDSS

4.0

FA

Mrk 273 IRAS 13469 + 5833

UN (9)

UN (9)

FA

FA (3)

UN (1, 9)

Tabla 5.2: Clasificación de las galaxias de la muestra final según su fase de interacción. La línea horizontal separa las galaxias observadas por nosotros en CO(1 – 0) de las de la muestra de Solomon et al. (1997).

76

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Nombre

Referencias

Separación Nuclear

Clasificación

Otras clasificaciones

kpc (1)

(2)

(3)

(4)

(5)

IRAS 13539 + 2920

1, 3, 9, HST, SDSS

7.0

PI

FA (9)

IRAS 14121 – 0126

1, SDSS

8.4

PI

IRAS 14202 + 2615

1, 9, HST, SDSS

14.7

PI

IRAS 14348 – 1447

1, 2, 10, 12, 14, 16, HST

4.9

FA

IRAS 14575 + 3256 Arp 220

9, HST, SDSS 1, 2, 10, 12, 14, HST, SDSS

< 0.9

UN

0.3

UN UN

FA (9) FA (9)

IRAS 15462 – 0450

1, 3, 16, HST

< 0.8

IRAS 16007 + 3743

9, HST, SDSS

12.0

PI

IRAS 16136 + 6550

20, 21, HST

4.7

FA

IRAS 16455 + 4553

8, HST, SDSS

< 1.4

UN

IRAS 16487 + 5447

1, 3, 18

5.3

PI

NGC 6240

10, HST

0.7

UN

IRAS 16541 + 5301

8, HST

5.5

PI

IRAS 17068 + 4027

1

19.5

PI

IRAS 17179 + 5444

1, HST, SDSS

1.1

UN

IRAS 17208 – 0014

3, 10, 15, 16, HST

< 0.4

UN

IRAS 17463 + 5806

HST

1.1

UN

IRAS 18144 + 4823

17, DSS

14.7

PI

FA, UN (17)

IRAS 18580 + 6527

7, 8, 9, 17, HST

2.8

FA

UN, PI (8)

IRAS 19297 – 0406

3, 8, HST

1.1

UN

IRAS 20037 – 1547

7, 8, 9, HST

6.0

PI

IRAS 20414 – 1651

1, 2, 3, 8, 13, 16, HST

< 0.7

UN

IRAS 21219 – 1757

1, 21, HST

< 0.9

UN

IRAS 21477 + 0502

1

6.3

PI

IRAS 22204 – 0214

HST

9.0

PI

IRAS 22491 – 1808

1, 2, 9, 10, 12, 14, 16, HST

2.1

FA

IRAS 22509 – 0040

4, 6, HST, SDSS

0.8

UN

IRAS 23365 + 3604

2, 3, 13, 15, HST

< 0.6

UN

IRAS 23498 + 2423

1, 17, HST

12.0

PI

IRAS 00057 + 4021

6, DSS

< 3.2

UN

IRAS 00188 – 0856

1, 3, 4, 6, HST

< 1.0

UN

IRAS 00262 + 4251

3, 13

< 1.6

UN

5, HST

< 0.5

UN

1, 3, 4, 5, 10, HST, SDSS

< 0.7

UN

3.2

FA

< 1.0

UN

I Zw 1 Mrk 1014 IRAS 02483 + 4302

13, 22, HST

IRAS 03158 + 4227

3, 13

IRAS 03521 + 0028

1, 2, 3, SDSS

IRAS 08030 + 5243

3, SDSS

IRAS 08572 + 3915 1, 5, 10, 12, 14, HST, SDSS

3.4

FA

< 1.4

UN

5.6

PI

IRAS 10035 + 4852

23, SDSS, DSS

10.7

PI

IRAS 10494 + 4424

1, 3, 15, SDSS

< 1.5

UN

Tabla 5.2: Continuación.

PI (21)

FA, UN (1)

FA FA

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Nombre

Referencias

Separación Nuclear

77

Clasificación

Otras clasificaciones

(4)

(5)

kpc (1)

(2)

(3)

IRAS 10565 + 2448

3, 10, 12, 15, HST, SDSS

IRAS 11506 + 1331

1, 3, SDSS

6.1

PI

< 2.0

UN

FA FA

IRAS 13106 – 0922

1, 15

< 2.6

UN

IRAS 13442 + 2321

17, HST, SDSS

< 1.1

UN

IRAS 14070 + 0525

1, 15, SDSS

< 3.4

UN

IRAS 15030 + 4835

15, SDSS

10.4

PI

IRAS 16090 – 0139

1, 3, 15, 16

< 2.1

UN

IRAS 16334 + 4630

1, 15, SDSS

11.7

PI

IRAS 18368 + 3549

3, 13

< 1.9

UN

FA

IRAS 19458 + 0944

3

< 1.6

UN

FA

IRAS 20087 – 0308

3, 8, 13, 16, HST

< 0.9

UN

IRAS 22542 + 0833

1, DSS

17.2

PI

FA FA

Tabla 5.2: Continuación.

Explicación de la tabla 5.2: Columna 1. Nombre de la galaxia. Columna 2. Referencias en donde se pueden encontrar algunas de las imágenes empleadas para clasificar la galaxia. (1) = Kim et al. 2002; (2) = Surace et al. 2000; (3) = Murphy et al. 1996; (4) = Clements et al. 1996; (5) = Surace & Sanders 1999; (6) = Armus et al. 1987; (7) = Farrah et al. 2001; (8) = Bushouse et al. 2002; (9) = Cui et al. 2001; (10) = Scoville et al. 2000; (11) = Djorgovski et al. 1990; (12) = Condon et al. 1991b; (13) = Crawford et al. 1996; (14) = Sanders et al. 1988a; (15) = Solomon et al. 1997; (16) = Duc et al. 1997; (17) = Auriere et al. 1996; (18) = Clements & Baker 1996; (19) = Smith et al. 1995; (20) = Surace et al. 2001; (21) = Hutchings & Neff 1992; (22) = Kollatschny et al. 1991; (23) = Murphy et al. 2001b; HST = Archivo del HST; DSS = Digitized Sky Survey; SDSS = Sloan Digital Sky Survey Data Release 5, AdelmanMcCarthy et al. 2006. Columna 3. Separación entre los núcleos de las galaxias en interacción. Para su cálculo se ha empleado la ecuación que relaciona la distancia luminosidad, DL , con la distancia angular, DA , obteniéndose la siguiente

78

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

relación: SN = 4.85 × 10−3

DL θN (1 + z)2

(5.1)

donde SN es la separación nuclear expresada en kpc, θN es la misma separación expresada en segundos de arco, DL es la distancia luminosidad en Mpc y z es el desplazamiento al rojo de la galaxia. Merece la pena mencionar que SN es una distancia proyectada en el plano del cielo, por lo que se trata de una cota inferior a la separación real de los núcleos. Esto introduce cierta incertidumbre en nuestra clasificación, pues ésta se basa en la separación nuclear. En los casos en los que no se ha detectado más de un núcleo, se han supuesto cotas superiores de 100 o 0.500 , dependiendo de la calidad de las imágenes empleadas. Columna 4. Fase de interacción adoptada en función de la separación proyectada de los núcleos. PSI = par de galaxias sin signos claros de interacción: SN > 5 kpc, PI = par de galaxias en interacción: SN > 5 kpc, FA = galaxias en un avanzado estado de fusión: 1.5 kpc < SN < 5 kpc y UN = galaxias con un único núcleo o prácticamente fusionadas: SN < 1.5 kpc. Al final se decidió no utilizar la clasificación de fusiones múltiples, pues había muy pocas galaxias que entraran dentro de ella y además existía la posibilidad de que los núcleos múltiples fueran en realidad regiones de intensa formación estelar. Columna 5. Otras fases de interacción posibles que, aunque menos probables, no se deben descartar.

Por el gran número de referencias utilizadas en las tablas 5.1 y 5.2, salta a la vista que uno de los principales problemas a los que hubo que enfrentarse a lo largo de este estudio fue el de obtener clasificaciones fiables y consistentes para todas las galaxias. Consideramos que las clasificaciones finales son válidas en un alto tanto por ciento y que los pocos errores que se puedan haber cometido no van ensombrecer o desvirtuar las conclusiones a las que llegamos al final de este capítulo. De hecho, como se verá más adelante, sólo unas pocas galaxias fácilmente identificables se salen de las tendencias comunes a su grupo.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

40

40

79

40

Nuestra muestra

La muestra total

Solomon et al. 1997

30

30

30

20

20

20

10

10

10

0

0 0.00 0.05 0.10 0.15 0.20 0.25 0.30 0.35 ZCO

50

0 0.00 0.05 0.10 0.15 0.20 0.25 0.30 0.35 ZCO

50

0.00 0.05 0.10 0.15 0.20 0.25 0.30 0.35 ZCO

50

Nuestra muestra

La muestra total

Solomon et al. 1997

40

40

40

30

30

30

20

20

20

10

10

10

0

0

0

HII

LINER

Seyfert 2 Seyfert 1

50

HII

LINER

Seyfert 2 Seyfert 1

50

HII

La muestra total

Solomon et al. 1997

40

40

40

30

30

30

20

20

20

10

10

10

0 Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Seyfert 2 Seyfert 1

50

Nuestra muestra

0

LINER

0 Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Figura 5.2: Distribuciones en función del desplazamiento al rojo, el tipo de actividad nuclear y la fase de interacción para nuestra muestra de 69 galaxias, la muestra de Solomon et al. (1997) y la muestra total de 93 LIRGs y ULIRGs. Nótese que la aquí denominada muestra de Solomon et al. (1997) es en realidad un subconjunto de la muestra total estudiada por estos autores, pues sólo incluye aquellas galaxias que no fueron reobservadas en CO(1 – 0) por nosotros (24 galaxias frente a las 37 de la muestra original).

En la figura 5.2 se han representado las distribuciones de cada una de las muestras de galaxias estudiadas en función del desplazamiento al rojo, del tipo de actividad nuclear y de la fase de interacción. En general, nuestra muestra tiene un mayor número de galaxias alejadas que la muestra de Solomon et al. (1997). Además, su muestra contiene en su mayoría galaxias de tipo LINER en un muy avanzado estado de fusión. Nuestra muestra

80

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

en cambio presenta unas distribuciones más uniformes, si bien es cierto que posee un exceso de galaxias HII y que apenas existen pares de galaxias sin signos de interacción. Las principales causas de la pérdida de homogeneidad en las clasificaciones son: Errores en la clasificación inicial, ahora subsanados. Cambios en los criterios de clasificación. Aparición de nuevas observaciones más precisas que alteraron de alguna forma las clasificaciones anteriores. Incorporación a la muestra final de las galaxias observadas durante los años 1997, 2004, 2005 y 2006, a las que no se sometió a los requisitos de uniformidad del resto de las observaciones.

5.2.

Observaciones y resultados

Todas las observaciones se realizaron con el radiotelescopio de 30 metros de IRAM, situado en el observatorio de Pico de Veleta, Granada, a unos 2900 metros sobre el nivel del mar. Este radiotelescopio es especialmente apropiado para las observaciones milimétricas, dado su gran tamaño y la baja humedad de la atmósfera a través de la cual observa, que le permiten alcanzar sensibilidades del orden del mJy en pocas horas de integración. Dichas sensibilidades son necesarias para la detección de las transiciones rotacionales de las moléculas de CO, HCN, HNC, CN, HCO+ y CS en galaxias alejadas. Para nuestras observaciones de la línea CO(1 – 0) se utilizaron los receptores a 3 mm de tipo SIS (Superconductor-Insulator-Superconductor) A100 y B100, sintonizados a la frecuencia de reposo de la línea (νCO(1−0) = 115.271 GHz) corregida del desplazamiento al rojo de la galaxia y acoplados a bancos de filtros de 512 MHz de ancho de banda. A la frecuencia de la transición y para los desplazamientos al rojo de nuestra muestra de galaxias esto corresponde a un rango aproximado de velocidad de unos 1500 km s−1 , suficiente como para disponer de una línea de base suficiente a ambos lados del perfil de emisión. Todas las observaciones se efectuaron en modo wobbler switching, que consiste en realizar pequeños desplazamientos en azimut del subreflector de unos 9000 , de tal forma que se alternan sucesivamente cada 2 segundos observaciones sobre y fuera de la posición de la fuente. De esta forma suelen conseguirse líneas de base planas y sin modulaciones (ripples), siempre y cuando la fuente sea lo suficientemente pequeña como para que la posición OFF no caiga sobre ella y su emisión en radiocontinuo sea débil.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

81

Las correcciones de apuntado y foco del radiotelescopio se realizaron sobre planetas y cuásares cercanos a la galaxia en el momento de la observación. Para la calibración de los datos se utilizó el procedimiento CALIBRATE COLD del programa de observación OBS, que realiza, consecutivamente, escanes sobre el cielo, una carga fría y una carga a la temperatura ambiente para calcular la temperatura de sistema, Tsys , a partir de la cual se establece la escala de temperatura de antena, Ta∗ 2 . Las observaciones se efectuaron en mayo de 1997, julio y noviembre de 2000, abril y agosto de 2002, noviembre de 2004, agosto y diciembre de 2005 y junio de 2006. Durante las observaciones de mayo de 1997, las en general malas condiciones atmosféricas se reflejaron en unas temperaturas de sistema y unas opacidades de la atmósfera elevadas: Tsys = 125 − 295 K y τ = 0.03 − 0.5. Mucho mejores fueron las condiciones atmosféricas de las observaciones de los años 2000, 2002, 2004, 2005 y 2006, con Tsys = 110 − 150 K y τ = 0.02 − 0.1. Para el análisis de los perfiles se empleó el paquete de software de preparación, reducción y análisis de observaciones GILDAS (Grenoble Image and Line Data Analysis System), desarrollado conjuntamente por el Observatorio de Grenoble e IRAM. En particular, para la reducción de los datos se utilizó el programa CLASS (Continuum and Line Analysis Single-dish Software). En la figura 5.3 se muestran los perfiles de la transición CO(1 – 0) obtenidos tras la reducción final de los datos en unidades de temperatura de brillo del haz principal, Tmb (1 K = 4.95 Jy). Como ya se ha mencionado en la sección anterior, al final se decidió incorporar a la muestra total las galaxias de Solomon et al. (1997), observadas también con el radiotelescopio de 30 metros de IRAM. En la figura 5.4 se muestran los perfiles de CO de cada una de ellas.

2 Para

una descripción más detallada sobre el procedimiento de calibración de un radiotelescopio se recomienda consultar los artículos de Ulich & Haas (1976), Kutner & Ulich (1981) y Kramer (1997).

82

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Figura 5.3: Perfiles de la línea CO(1 – 0) de nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs. La escala vertical son K en temperatura de brillo del haz principal, Tmb . 1 K = 4.95 Jy para el radiotelescopio de 30 metros de IRAM. Con el fin de mantener la misma escala para toda las galaxias, la intensidad de algunos de los perfiles se ha multiplicado por los factores indicados en la figura.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Figura 5.3: Continuación.

83

84

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Figura 5.3: Continuación.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Figura 5.3: Continuación.

85

86

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Figura 5.3: Continuación.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Figura 5.3: Continuación.

87

88

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Figura 5.4: Perfiles de la línea CO(1 – 0) de la muestra de Solomon et al. (1997). La escala vertical son K en temperatura de brillo del haz principal, Tmb . 1 K = 4.95 Jy para el radiotelescopio de 30 metros de IRAM. Con el fin de mantener la misma escala para toda las galaxias, la intensidad de algunos de los perfiles se ha multiplicado por los factores indicados en la figura.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Figura 5.4: Continuación.

89

90

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

A partir de las líneas CO(1 – 0) se midieron y calcularon una serie de magnitudes relacionadas con la abundancia, distribución y cinemática del gas molecular, tales como la intensidad integrada del perfil, las anchuras a intensidad cero y a media altura, o la anchura determinada por el ajuste gaussiano de la línea. Sus valores junto con los de otras magnitudes derivadas a partir de ellos se resumen en la tabla 5.3. En general, los flujos de CO obtenidos tras nuestro análisis de las líneas de la muestra de Solomon et al. (1997) se asemejan en gran medida a los dados por ellos en la tabla 1 de su artículo, siendo las diferencias en la mayoría de los casos menores del 10 %. Estas diferencias pueden atribuirse a la dificultad existente a la hora de establecer tanto la extensión en velocidades de la línea CO(1 – 0) como la forma y ajuste de la línea de base. Sólo en el caso de IRAS 04232+1436 encontramos una diferencia entre los flujos lo suficientemente importante como para pensar que o bien su perfil de CO(1 – 0) se encuentra en una escala de temperatura distinta a la que Solomon et al. (1997) mencionan, o bien que el valor del flujo de CO que dan en su tabla es incorrecto. Ante la imposibilidad de conocer el verdadero origen de dicha discrepancia, decidimos eliminar a esta galaxia de la muestra final. Varias de las galaxias de la muestra de Solomon et al. (1997) fueron reobservadas con el fin de comprobar que no estábamos introduciendo ningún tipo error sistemático al incorporar sus galaxias a la muestra total. Las diferencias encontradas entre nuestros flujos de CO y los obtenidos por Solomon et al. (1997) no son muy grandes (en general menores del 20 %), por lo que podemos estar seguros de que los flujos de una y otra muestra son comparables y descartar la presencia de errores sistemáticos que podrían afectar a los resultados de las correlaciones estudiadas en la sección 5.3.

Explicación de la tabla 5.3: Columna 1. Nombre de la galaxia. Sólo en dos ocasiones (IRAS 12202+ 1646 y IRAS 13156 + 0435) los núcleos de las galaxias en interacción se encontraban a la suficiente distancia angular como para poder ser observados por separado con el radiotelescopio de 30 metros de IRAM (FWHM ∼ 2200 a 110 GHz). En esos casos, a cada una de las galaxias le corresponde un perfil de CO, que indicamos por A y B. Columna 2. Fecha en la que se realizó la observación. MAY 97 = mayo de 1997, JUL 00 = julio de 2000, NOV 00 = noviembre de 2000, ABR 02

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

91

= abril de 2002, AGO 02 = agosto de 2002, NOV 04 = noviembre de 2004, AGO 05 = agosto de 2005, ABR 06 = abril de 2006 y JUN 06 = junio de 2006. Algunas galaxias se observaron más de una vez, en periodos distintos. Esto se indica con los códigos 97 + 02, 00 + 00, 02 + 02 y 05 + 06, que significan, respectivamente, mayo de 1997 y agosto de 2002, julio y noviembre de 2000, abril y agosto de 2002, y diciembre de 2005 y junio de 2006. Columna 3. Tipo de detección. D = detectada, T = tentativa y N = no detectada. Para realizar esta clasificación nos basamos en los valores de las señales a ruido de las líneas a unas resoluciones de 25, 50 y 100 km s−1 , aproximadamente. Columna 4. Desplazamiento al rojo, zobs , al que se sintonizaron los receptores. El gran problema de estos desplazamientos al rojo es que en la mayoría de los casos se basan en líneas ópticas de emisión, que suelen ser muy anchas y pueden verse afectadas por la presencia de vientos a gran escala en el medio interestelar, por lo que sus velocidades no siempre coinciden con la velocidad de la galaxia. De hecho, en varias ocasiones hubo que resintonizar los receptores al observarse que la línea de CO, pese a detectarse, no entraba completamente dentro del banco de filtros. Columna 5. Desplazamiento al rojo de la galaxia determinado a partir de la línea CO(1 – 0). Para su cálculo se empleó la siguiente ecuación: zCO =

zobs + 1 −1 1 −Vcdg /c

(5.2)

donde Vcdg es la velocidad del centroide respecto a zobs y c es la velocidad de la luz. Columna 6. Distancia luminosidad de la galaxia. La distancia luminosidad, DL , se relaciona con el desplazamiento al rojo de la galaxia, z, mediante la siguiente ecuación: p DL = c H0−1 q−2 2 q0 z + 1 − 1]} 0 {z q0 + (q0 − 1)[

(5.3)

Con el fin de facilitar la comparación de nuestros resultados con los de publicaciones anteriores, a lo largo de todo este capítulo se ha supuesto que H0 = 75 km s−1 Mpc−1 y q0 = 0.5. Para las galaxias detectadas o ten-

92

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

tativas se ha empleado el desplazamiento al rojo zCO determinado con el perfil de la línea CO(1 – 0), mientras que para las galaxias no detectadas se ha utilizado zobs . Columna 7. Velocidad del centroide de la línea CO(1 – 0) respecto a la frecuencia de sintonización de los receptores. Como ya se mencionó para la columna 4, la incertidumbre en los desplazamientos al rojo determinados en base a líneas ópticas de emisión puede llegar a ser muy elevada. Por ejemplo, IRAS 13144+2356 se detectó a 711 km s−1 de la velocidad esperada. Los bancos de filtros del radiotelescopio de 30 metros de IRAM tienen una anchura de banda de 512 MHz, lo que corresponde a unos 1300 − 1800 km s−1 para el rango de desplazamientos al rojo de nuestra muestra. Esto tiene consecuencias directas sobre las no detecciones, ya que no se puede asegurar que las cotas superiores a la intensidad de la línea CO(1 – 0) dadas en la columna 11 sean correctas en todos los casos. Podría suceder que pese a contener estas galaxias una cantidad de gas molecular lo suficientemente elevada como para ser detectada con el tiempo de integración empleado en su observación, éstas no hayan sido detectadas por estar zobs mal determinado y caer la línea de CO fuera del banco de filtros del radiotelescopio. Columna 8. Anchura a intensidad cero del perfil, determinada a una resolución de unos 25 km s−1 . Columna 9. Anchura a media altura del perfil, determinada a una resolución de unos 25 km s−1 . Columna 10. Anchura a media altura del ajuste gaussiano, determinada a una resolución de unos 25 km s−1 . En general coincide bastante bien con la anchura a media altura de la columna 9, exceptuando los casos en los que el perfil no tiene forma gaussiana y es más bien plano o irregular. Columna 11. Intensidad integrada en velocidades del perfil en la escala de temperatura de brillo del haz principal, Tmb . Para las no detecciones se ha calculado una cota superior igual a: ∆VCO ICO(1−0) < 3 σ25 √ NCO

r

N N − NCO

(5.4)

donde σ25 es el ruido (rms) alcanzado a una resolución de unos 25 km s−1 , ∆VCO es la anchura a intensidad cero de la línea, que se ha supuesto igual

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

93

a 515 km s−1 (promedio de las anchuras a intensidad cero de la muestra total), NCO es el número de canales que ocuparía la línea a dicha resolución en el banco de filtros y N es el número total de canales. Esta ecuación proviene de suponer una detección 3σ a la resolución óptima, que es precisamente aquella en la que toda la línea cae en un sólo canal igual a su anchura total. Para el rango de frecuencias de las observaciones, la eficiencia del haz principal, Beff , y la eficiencia delantera, Feff , del radiotelescopio de 30 metros de IRAM son, respectivamente, 0.75 y 0.95 (IRAM Newsletter No. 47, Feb. 2001). A partir de estos parámetros puede relacionarse la escala de temperatura de antena, Ta∗ , con la escala de temperatura de brillo del haz principal, Tmb , mediante la siguiente ecuación: Tmb =

Feff ∗ T Beff a

(5.5)

A su vez, para este radiotelescopio la escala de temperatura de brillo del haz principal, Tmb , se relaciona con la densidad de flujo en Jy de la emisión de CO a través de la equivalencia 1 K = 4.95 Jy. Columna 12. Resolución con la que se han representado los perfiles de CO en las figuras 5.3 y 5.4. Para la muestra de Solomon et al. (1997), esta columna se corresponde con la resolución a la que nosotros habríamos representado sus perfiles, si bien al final estos se muestran en la figura 5.4 con la resolución de la figura 2 del citado artículo. Columna 13. Sensibilidad (rms) a la resolución de la columna 12. Columna 14. Razón señal a ruido de la observación a la resolución de la columna 12. Columna 15. Razón señal a ruido teórica calculada suponiendo una resolución igual a la anchura total de la línea, ∆Vf . Esta es la máxima señal a ruido alcanzable para un tiempo de observación dado, por lo que en principio siempre debe ser mayor que la señal a ruido de la columna 14. Columna 16. Luminosidad de la línea CO(1 – 0) de la galaxia en unidades L0 = K km s−1 pc2 . Para su cálculo se ha empleado la siguiente ecuación (ver Solomon et al. 1997): 0 LCO(1−0) = 23.5 Ωb DL 2 ICO(1−0) (1 + z)−3

(5.6)

94

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

donde DL es la distancia luminosidad expresada en Mpc, ICO(1−0) es la intensidad integrada de la línea de CO en K km s−1 y Ωb es el ángulo sólido del haz principal del radiotelescopio a la frecuencia de observación en arcsec2 . Para el radiotelescopio de 30 metros de IRAM se cumple aproximadamente que: 2

Ωb (arcsec ) = 1.133



2460 ν

2 (5.7)

siendo ν la frecuencia de observación expresada en GHz. Para las observaciones de mayo de 1997 fue necesario sustituir el coeficiente 2460 por 2400. Columna 17. Masa total de gas molecular de la galaxia y su incertidumbre (1σ ), estimadas a partir de la luminosidad de la línea CO(1 – 0) suponiendo un factor de conversión XCO = 0.8 M L0 −1 (ver una extensa discusión en la sección 3.2.1).

T

D

D

N

D

D

D

N

D

D

N

N

D

D

D

D

D

T

T

D

D

D

T

T

0.11829

(5)

zCO

0.20660 0.20794

0.07656 0.07648

0.17820

0.03931 0.03934

0.14600 0.14543

0.12501 0.12519

0.13551

0.09683 0.09680

0.17030 0.17057

0.13720

0.18820

0.14371 0.14347

0.16980 0.16967

0.05429 0.05429

0.17120 0.17400

0.13274 0.13186

0.34500 0.34492

0.19200 0.19156

0.13618 0.13607

0.11821 0.11746

0.11770 0.11796

0.26101 0.26162

0.23047 0.23095

0.11801

(4)

zobs

870

311

741

159

601

515

559

396

709

566

797

593

705

220

723

543

1481

799

561

483

485

1106

971

486

(6)

Mpc

DL

75

332

-22

10

-149

48

-7

69

-62

-31

1

716

-234

-18

-112

-28

-200

70

145

115

526

674

736

572

492

456

549

381

438

372

462

283

530

447

472

510

323

602

333

348

(8)

km s−1

km s−1 (7)

∆Vf

Vcdg

325

425

585

404

302

296

427

260

292

222

365

189

362

370

284

394

209

444

229

231

(9)

km s−1

∆Vm

304

406

510

414

292

284

411

260

259

195

365

157

376

327

206

db

180

458

232

247

(10)

km s−1

∆VG

1.00

8.64

< 0.70

16.31

1.52

3.11

< 0.72

2.16

1.29

< 0.41

< 0.50

1.12

1.22

18.24

1.80

2.20

0.49

0.84

0.92

1.58

1.21

1.47

0.64

0.92

(11)

K km s−1

ICO(1−0)

50

22

49

22

48

23

47

23

30

47

49

48

49

22

49

24

112

99

47

23

47

105

102

93

(12)

km s−1

Canal

0.5

2.3

1.2

3.8

0.8

1.7

1.1

1.2

0.7

0.7

1.0

1.0

0.7

3.3

1.2

1.6

0.3

0.7

0.8

0.8

1.0

0.7

0.6

1.1

(13)

mK

σ

5.7

9.2

7.5

4.6

5.2

5.3

4.6

3.7

5.9

24.6

4.4

7.5

3.6

3.2

6.0

6.1

6.0

4.7

3.3

4.6

(14)

S/N

8.2

22.6

23.3

8.8

13.8

14.4

13.0

7.0

11.9

52.3

7.0

15.1

5.2

5.1

7.6

14.5

8.3

5.5

5.3

4.1

(15)

S/NT

7.57

9.44

< 3.95

4.80

5.80

8.46

< 2.29

3.74

6.73

< 1.40

< 3.23

3.97

6.28

10.15

9.74

6.97

9.65

5.43

3.09

4.00

3.07

16.50

5.96

2.24

(16)

109 L0

0 LCO(1−0)

MH2

6.05 ± 0.73

7.55 ± 0.33

< 3.16

3.84 ± 0.16

4.64 ± 0.53

6.77 ± 0.49

< 1.83

2.99 ± 0.21

5.38 ± 0.41

< 1.12

< 2.58

3.18 ± 0.45

5.02 ± 0.42

8.12 ± 0.16

7.79 ± 1.11

5.57 ± 0.37

7.72 ± 1.48

4.34 ± 0.85

2.47 ± 0.33

3.20 ± 0.22

2.46 ± 0.30

13.20 ± 2.40

4.76 ± 0.90

1.79 ± 0.44

(17)

109 M

Tabla 5.3: Propiedades del gas molecular de la muestra final de LIRGs y ULIRGs. La línea horizontal separa las galaxias observadas por nosotros en CO(1 – 0) de las de la muestra de Solomon et al. (1997).

JUL 00

AGO 02

IRAS 09116 + 0334

IRAS 10558 + 3845

MAY 97

IRAS 09039 + 0503

JUN 06

MAY 97

IRAS 08509 – 1504

IRAS 10190 + 1322

ABR 02

IRAS 08344 + 5105

JUN 06

AGO 02

IRAS 07381 + 3215

AGO 02

AGO 02

IRAS 07246 + 6125

IRAS 10026 + 4347

02 + 02

IRAS 06561 + 1902

IRAS 09320 + 6134

MAY 97

IRAS 06487 + 2208

ABR 02

IRAS 04413 + 2608

JUN 06

AGO 02

IRAS 02065 + 4705

AGO 02

AGO 02

IRAS 02054 + 0835

IRAS 06268 + 3509

AGO 02

IRAS 01355 – 1814

VII Zw 31

97 + 02

AGO 02

IRAS 01003 – 2238

AGO 02

MAY 97

IRAS 00397 – 1312

IRAS 01298 – 0744

ABR 02

IRAS 00207 + 1029

IRAS 01166 – 0844

MAY 97

IRAS 00091 – 0738

(3)

det.

obs.

(2)

Tipo

Fecha

(1)

Nombre

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs 95

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs 96

Nombre ∆Vf

∆Vm

Canal

σ

6.19

3.69 ± 0.37

3.29 ± 0.28

4.95 ± 0.49

MH2

(15)

4.11

0 LCO(1−0)

10.2

4.61

S/NT

(14)

11.9

S/N

6.1

10.0

ICO(1−0)

(13)

5.2

∆VG

1.0

5.0

Vcdg

(12)

1.4

DL

48

0.8

zCO

23

zobs

1.67

25

Tipo

2.07

Fecha

273

0.72

(17)

(9)

254

109 M

213

165

(16)

(8)

252

109 L0

473

198

4.06 ± 0.44

km s−1 mK

438

7.93 ± 0.19

(11)

56

271

5.08

K km s−1

-11

9.91

(10)

590 224

9.3

km s−1

(5)

437

42.4

km s−1 km s−1

0.14291 792

4.0

(7)

(4)

0.10653

19.3

km s−1

0.14270 0.18989

1.5

(6)

0.10657

1.5

Mpc

D 0.18900

23

(3)

D

22

det.

AGO 02 D

1.77

(2)

IRAS 11087 + 5351 ABR 02

MAY 97

9.97

obs.

IRAS 11095 – 0238

274

(1)

IRAS 11119 + 3257

322

1.89 ± 0.25

3.53 ± 0.07

328

5.97 ± 0.49

334

2.37

4.41

6.29 ± 0.38

471

7.5

7.46

3.02 ± 0.04

602

7.7

53.2

7.86

9.83 ± 0.93

2

6.0

12.4

3.77

2.66 ± 0.35

-26

4.6

26.9

16.7

12.29

6.28 ± 0.91

530

5.0

68.6

3.33

3.76 ± 0.14

297

0.6

2.2

5.5

10.6

7.85

6.28 ± 0.67

0.12879

1.4

24.3

7.7

4.70

0.07291

47

22

1.4

4.5

6.9

7.85

6.00 ± 0.66

7.75 ± 0.32

0.12879

46

3.9

4.2

9.69

8.10 ± 0.56

0.07300

0.71

13.03

23

1.2

4.6

9.3

26.0

7.50

D

479

3.18

21

0.6

24.1

10.12

D

278

199

3.35

49

0.6

6.5

13.2

9.0

ABR 02

508

476

36.27

92

3.1

8.4

14.4

3.52 ± 0.25

11.62 ± 0.19

MAY 97

307

215

454

2.14

51

1.1

5.4

4.46 ± 0.06

IRAS 12071 – 0444

746

485

342

1.54

22

1.3

5.8

4.40

14.53

2.46 ± 0.22

IRAS 12112 + 0305

-121

377

413

485

353

0.81

48

0.8

60.3

5.57

< 2.12

5

556

404

551

23

1.3

13.9

3.08

< 2.62 656

-711

578

367

248

1.76

17.30

48

6.1

28.6

72.1

< 2.65

170

-59

533

529

413

4.45

24

1.4

11.4

0.8

0.15837

558

-75

465

249

240

1.84

1.4

5.9

32.0

49

0.04221

-15

647

476

356

2.24

23

5.8

< 0.45

0.13531

464

102

512

239

378

23

1.6

754

0.04220

0.11308

94

464

223

832

391

277

1.85

11.46

21

0.18100

0.13800

0.11302

748

-148

408

358

274

23

N

D 0.11330

0.02330

445

11

553

289

181

1.66

88.45

AGO 02

D

0.11330

0.17971

993

-97

645

315

432

IRAS 12202 + 1646 A

05 + 06 D

0.02335

0.10846

152

431

182

170

4.44 ± 0.59

ABR 02 D

0.17931

0.23599

652

109

539

486

5.55

Mrk 231

D

0.10764

0.03780

446

-97

-140

300

205

< 3.28

IRAS 13144 + 2356 AGO 02

D

0.23660

0.15740

623

59

825

0.3

IRAS 13156 + 0435 A NOV 04

AGO 02

T

0.03776

0.10885

657

-21

297

1.0

IRAS 13156 + 0435 B AGO 02

D

0.15778

0.15046

336

-21

96

Arp 193 JUL 00

D

0.10845

0.15863

467

-66

49

IRAS 13342 + 3932 NOV 00

D

0.15100

0.08253

73

1.23

IRAS 13349 + 2438

ABR 06

D

0.15900

0.11376

411

< 0.56

IRAS 13352 + 6402

AGO 02

D

0.08231

0.01811

754

Mrk 273

ABR 02

D

0.11384

0.10033

0.18100

IRAS 13469 + 5833

AGO 02

D

0.01818

0.15884

IRAS 13539 + 2920

AGO 02

D

0.10057

T

IRAS 14121 – 0126

ABR 02

D

N

IRAS 14202 + 2615

ABR 02

D

NOV 04

IRAS 14348 – 1447

JUN 06

AGO 02

IRAS 14575 + 3256

ABR 02

IRAS 12202 + 1646 B

Arp 220

IRAS 12450 + 3401

IRAS 15462 – 0450

Tabla 5.3: Continuación.

D

JUL 00

IRAS 16455 + 4553

D

D

D

AGO 02

IRAS 23498 + 2423

D

D

AGO 05

IRAS 23365 + 3604

D

D

IRAS 00262 + 4251

ABR 02

IRAS 22509 – 0040

IRAS 00188 – 0856

AGO 02

IRAS 22491 – 1808

D

D

D

NOV 04

IRAS 22204 – 0214

D

D

D

D

D

D

N

D

D

T

D

IRAS 00057 + 4021

AGO 02

IRAS 21477 + 0502

ABR 02

IRAS 19297 – 0406

ABR 02

NOV 00

IRAS 18580 + 6527

IRAS 21219 – 1757

NOV 00

IRAS 18144 + 4823

ABR 02

NOV 00

IRAS 17463 + 5806

AGO 02

NOV 04

IRAS 17208 – 0014

IRAS 20414 – 1651

AGO 02

IRAS 17179 + 5444

IRAS 20037 – 1547

00 + 00

AGO 02

IRAS 17068 + 4027

D

JUN 06

NGC 6240

IRAS 16541 + 5301

D

IRAS 16487 + 5447 MAY 97

D

JUL 00

AGO 02

IRAS 16007 + 3743

IRAS 16136 + 6550

(3)

det.

obs.

(2)

Tipo

Fecha

(1)

Nombre

0.21200

0.06438

0.05820

0.07776

0.13946

0.17100

0.11200

0.08708

0.19190

0.08573

0.17640

0.16050

0.30900

0.04288

0.14700

0.17900

0.19360

0.02448

0.10441

0.19060

0.12900

0.18483

(4)

zobs

0.09724

0.12852

0.04466

0.21228

0.06445

0.05866

0.07770

0.13844

0.17121

0.11263

0.08685

0.19206

0.08541

0.17632

0.16166

0.04282

0.14740

0.17911

0.19299

0.02459

0.10395

0.18977

0.12950

0.18496

(5)

zCO

398

529

180

889

262

238

316

571

711

462

354

801

348

733

670

1318

173

609

745

805

99

426

791

533

771

(6)

Mpc

DL

34

615

341

495

624

504

664

373

403

546

316

392

624

569

540

562

483

889

573

392

648

1215

506

597

492

250

282

388

276

244

153

267

309

121

302

424

294

384

317

316

349

404

392

397

406

343

273

423

418

(9)

km s−1

∆Vm

228

283

359

278

225

152

229

339

159

268

396

316

352

322

303

357

356

373

433

398

339

278

452

400

(10)

km s−1

∆VG

Tabla 5.3: Continuación.

68

19

130

-16

-269

53

169

-62

41

-88

-19

299

-17

104

28

-154

30

-126

-208

132

(8)

km s−1

km s−1 (7)

∆Vf

Vcdg

3.50

2.20

9.90

0.96

8.55

6.29

4.25

2.11

1.95

1.37

3.10

2.48

6.97

1.68

0.91

< 0.73

37.59

1.72

1.12

1.14

62.74

2.83

1.38

1.21

1.73

(11)

K km s−1

ICO(1−0)

23

24

21

50

22

22

22

47

24

46

28

50

23

49

48

54

22

24

98

50

21

23

25

47

49

(12)

km s−1

Canal

2.6

1.5

3.4

0.6

3.5

2.5

1.9

1.1

1.1

0.9

0.9

1.7

2.1

0.8

0.6

1.5

1.9

0.9

0.7

0.5

6.7

1.8

1.0

0.7

0.6

(13)

mK

σ

5.7

3.2

6.3

6.1

9.8

14.8

9.0

5.3

9.8

4.9

7.5

4.4

8.6

6.3

4.6

52.3

5.7

4.2

4.7

22.3

4.5

5.2

5.3

6.7

(14)

S/N

13.2

10.8

18.5

8.8

14.8

23.9

19.9

9.5

17.7

8.9

20.3

7.6

23.8

9.0

8.2

84.8

13.2

9.6

9.2

19.2

11.9

8.8

7.1

11.7

(15)

S/NT

6.12

6.62

3.74

7.62

6.67

4.08

4.79

7.34

10.22

3.20

4.35

16.23

9.45

9.32

4.27

< 11.81

13.08

6.73

6.39

7.54

7.26

5.36

8.80

3.69

10.51

(16)

109 L0

0 LCO(1−0)

4.90 ± 0.37

5.30 ± 0.49

3.00 ± 0.16

6.10 ± 0.69

5.33 ± 0.36

3.26 ± 0.14

3.83 ± 0.19

5.87 ± 0.62

8.18 ± 0.46

2.56 ± 0.29

3.48 ± 0.17

12.98 ± 1.71

7.56 ± 0.32

7.45 ± 0.83

3.41 ± 0.41

< 9.44

10.46 ± 0.12

5.39 ± 0.41

5.11 ± 0.53

6.03 ± 0.66

5.81 ± 0.30

4.29 ± 0.36

7.04 ± 0.80

2.95 ± 0.42

8.40 ± 0.72

(17)

109 M

MH2

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs 97

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs 98

Nombre zobs

zCO ∆Vf

∆Vm

Canal

σ

(14)

7.6

20.5

(15)

6.90

2.85

8.61

4.92

6.95 ± 0.73

7.32 ± 0.67

5.52 ± 1.32

2.28 ± 0.21

6.89 ± 0.90

3.94 ± 0.19

MH2

8.3

10.6

9.15

1.02 ± 0.11

0 LCO(1−0)

(13)

5.4

8.69

5.55 ± 0.41

S/NT

2.3

5.8

4.2

1.28

S/N (12)

1.5

2.8

9.6

10.9

6.94

ICO(1−0)

30

4.7

4.9

9.5

6.44 ± 0.64

∆VG

48

4.3

4.4

13.6

4.43 ± 0.19

Vcdg

7.00

22

2.5

3.9

8.05

5.91 ± 0.53

DL

1.80

47

2.7

4.6

5.53

Tipo

398

5.70

24

1.9

10.1

7.39

Fecha

(9)

186

2.10

45

5.0

23.4

(17) 385

195

2.20

22

5.7

11.1

109 M

(8)

193

157

6.70

22

2.2

6.1

12.2

(16) 536

198

148

2.00

5.2

109 L0

386

189

483

8.80

43

1.4

km s−1 mK

248

418

192

212

22

(11)

677

283

477

311

5.10

46

K km s−1

0.06114 208

240

220

356

2.50

15.70

(10)

0.16327 554

702

309

189

km s−1

D 0.05143 629

400

345

205

km s−1 km s−1

D 0.13441

340

488

218

7.39 ± 0.85

(7)

I Zw 1 D 0.15187

236

645

184

4.10 ± 0.60

km s−1

Mrk 1014 T 0.08349

263

499

9.23

(6)

IRAS 02483 + 4302 D 0.05821

377

442

8.7

Mpc

IRAS 03158 + 4227 D

0.06480

174

5.5

(5)

IRAS 03521 + 0028 D

0.09231

524

1.2

(4)

IRAS 08030 + 5243 D

0.04311

48

(3)

IRAS 08572 + 3915 D

0.12728

1.70

det.

IRAS 10035 + 4852 D

162

(2)

IRAS 10494 + 4424 D

146

obs.

IRAS 10565 + 2448

389

(1)

IRAS 11506 + 1331

725

9.86 ± 0.54

0.17442

9.60 ± 0.64

D

12.32

7.76 ± 0.76

IRAS 13106 – 0922

12.00

6.74 ± 0.83

7.75 ± 1.06

18.3

9.70

9.46 ± 1.28

5.13

15.1

8.42

9.69

9.5

10.2

11.82

6.8

7.2

8.1

7.3

0.4

5.8

7.4

15.84 12.68 ± 1.77

4.9

2.1

4.6

7.1

2.5 41

0.7

5.1

6.4

1.6

23

2.0

3.6

0.8 1.50

50

4.3

4.2

47

3.70

46

4.7

50 247

1.50

23

1.9

1.40

260

3.40

46

0.80 207

321

6.40

24

134

306

398

7.70

245 539

350

387

1.20

141

422

348

580

253 908

547

366

168

304 551

650

371

237 0.21648

797

805

171

587

0.13357

477

832

1124 D

0.19097

409

315

0.26559 D

0.11625

433

0.14217

IRAS 15030 + 4835

D

0.10000

689

T

IRAS 16090 – 0139

D

0.10570

D

IRAS 16334 + 4630

D

0.16595

IRAS 13442 + 2321

IRAS 18368 + 3549

D

IRAS 14070 + 0525

IRAS 19458 + 0944

D

4.74 ± 0.74

IRAS 20087 – 0308

5.92

IRAS 22542 + 0833

Tabla 5.3: Continuación.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Nuestra muestra

99

[ N = 69 ]

X

Unidades

hXi

Xmax

Xmin

σX

zCO

...

0.137

0.345

0.018

0.064

DL

Mpc

570

1481

73

273

∆Vf

km s−1

522

1215

271

164

∆Vm

km s−1

322

585

121

94

∆VG

km s−1

306

510

152

90

0 LCO(1−0)

109 L0

6.99

16.50

2.24

3.31

MH2

109 M

5.59

13.20

1.79

2.65

La muestra de Solomon et al. (1997)

[ N = 24 ]

Unidades

hXi

Xmax

Xmin

σX

zCO

...

0.121

0.266

0.043

0.057

DL

Mpc

502

1124

174

241

∆Vf

km s−1

498

832

237

163

∆Vm

km s−1

275

477

141

94

∆VG

km s−1

282

580

134

117

0 LCO(1−0)

109 L0

7.79

15.84

1.28

3.27

MH2

109 M

6.23

12.68

1.02

2.61

X

La muestra total

[ N = 93 ]

Unidades

hXi

Xmax

Xmin

σX

zCO

...

0.133

0.345

0.018

0.062

DL

Mpc

553

1481

73

265

∆Vf

km s−1

515

1215

237

163

∆Vm

km s−1

308

585

121

96

∆VG

km s−1

299

580

134

98

109 L0

7.21

16.50

1.28

3.30

109 M

5.77

13.20

1.02

2.64

X

0 CO(1−0)

L

MH2

Tabla 5.4: Valores medios, máximos, mínimos y desviaciones típicas de los principales observables del gas molecular para cada una de las muestras estudiadas.

Finalmente, de las 69 galaxias infrarrojas observadas se detectaron un total de 63, de las cuales 8 son detecciones tentativas. Con estas observaciones se ha aumentado en más de un factor dos el número de galaxias ultraluminosas en el infrarrojo en las que se ha detectado la emisión de la línea CO(1 – 0). En la tabla 5.4 se han calculado los valores medios, máximos, mínimos y las desviaciones típicas de los principales observables del gas molecular para nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs, la muestra de Solomon et al. (1997) y la muestra total.

100

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

35

35

35

Nuestra muestra

La muestra total

Solomon et al. 1997

30

30

30

25

25

25

20

20

20

15

15

15

10

10

10

5

5

5

0

0 0

200

400

600 800 ∆Vf [ km s−1 ]

1000 1200

35

0 0

200

400

600 800 ∆Vf [ km s−1 ]

1000 1200

35

0

30

30

25

25

25

20

20

20

15

15

15

10

10

10

5

5

5

0

0 400 600 800 ∆VG [ km s−1 ]

1000 1200

25

200

400 600 800 ∆VG [ km s−1 ]

1000 1200

25

0

400 600 800 ∆VG [ km s−1 ]

1000 1200

La muestra total

20

20

15

15

15

10

10

10

5

5

5

0 5 10 15 LCO [ 109 K km s−1 pc2 ]

200

25

Solomon et al. 1997

20

0

1000 1200

0 0

Nuestra muestra

0

600 800 ∆Vf [ km s−1 ]

La muestra total

Solomon et al. 1997

30

200

400

35

Nuestra muestra

0

200

0 0

5 10 15 LCO [ 109 K km s−1 pc2 ]

0

5 10 15 LCO [ 109 K km s−1 pc2 ]

Figura 5.5: Distribuciones de las anchuras a intensidad cero y a media altura, y de la luminosidad de la línea CO(1 – 0) para nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs, la muestra de Solomon et al. (1997) y la muestra total.

De la tabla 5.4 y de los histogramas de las figuras 5.5, 5.6 y 5.7 se pueden extraer las siguientes conclusiones: En media nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs se encuentra un 13 % más alejada que la muestra de Solomon et al. (1997). Esto tiene dos explicaciones. Por un lado, casi todas las ULIRGs cercanas ya habían sido observadas en CO, por lo que no hubo más remedio que estudiar otras fuentes más alejadas. Por otro lado, nuestra

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

0.35

0.35

IRAS 02054+0835

Nuestra muestra

0.30

101

0.35

Solomon et al. 1997

0.30

IRAS 02054+0835

La muestra total

0.30

IRAS 14070+0525

0.20

0.20

0.20 ZCO

0.25

ZCO

0.25

ZCO

0.25

0.15

0.15

0.15

0.10

0.10

0.10

0.05

0.05

0.00

0.00

0.05

Mrk 273

IRAS 00057+4021 Mrk 273

0.00 HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

NGC 6240

1200

Seyfert 2

Seyfert 1

NGC 6240

1200

Nuestra muestra

1000

1200

Solomon et al. 1997

1000

La muestra total

1000

IRAS 17208−0014

IRAS 17208−0014 Mrk 273

IRAS 20087−0308

600 400

800

∆Vf [ km s−1 ]

800

∆Vf [ km s−1 ]

∆Vf [ km s−1 ]

LINER

600

800 600

400

400

200

200

IRAS 21477+0502

200 0

0 HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

0 HII

800

HII

● ● ● ●

● ● ●

● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ●

● ● ● ●





400

● ● ●



● ●



200

● ●

● ● ●

● ● ● ● ●



LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

● ●

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

10

5

0

15

10

5

0 HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

● ● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ● ●

● ● ● ● ● ●



LINER

Seyfert 2

● ●



● ● ● ● ●

Seyfert 1

La muestra total IRAS 00397−1312

IRAS 20087−0308

LCO [109 K km s−1 pc2 ]

15

● ●

20

Solomon et al. 1997 IRAS 20037−1547

LCO [109 K km s−1 pc2 ]

LCO [109 K km s−1 pc2 ]

LINER

20

Nuestra muestra IRAS 00397−1312

● ● ● ●

● ● ●

0 HII

20

● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ●



0 HII

● ● ● ● ● ●

200







400



0

Seyfert 1





● ●

600

IRAS 20087−0308



● ● ● ●



Seyfert 2

La muestra total

∆VG [ km s−1 ]



LINER

800

600 ●

∆VG [ km s−1 ]

∆VG [ km s−1 ]

Seyfert 1

Solomon et al. 1997

600

200

Seyfert 2

800

Nuestra muestra

400

LINER

IRAS 20037−1547

15

10

5

0 HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

Figura 5.6: Distribuciones en función del tipo de actividad nuclear de los principales observables del gas molecular para cada una de las muestras de galaxias estudiadas. Cada caja está definida por tres líneas que marcan los valores de los quantiles al 25 %, el 50 % y el 75 % de la población. La línea horizontal de puntos indica el valor medio de la distribución. Se han identificado las galaxias con propiedades significativamente distintas de las del grupo al cual pertenecen.

102

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

0.35

0.35

IRAS 02054+0835

Nuestra muestra

0.30

0.30

0.35

Solomon et al. 1997

0.20

0.20

0.15

0.15

0.15

0.10

0.10

0.10

0.05

0.05

0.05

0.00

1200

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Nuestra muestra

Galaxias ya fusionadas

0.00 Pares sin signos de interacción

1200

NGC 6240

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

1200

Solomon et al. 1997

1000

800

800

800

400

∆Vf [ km s−1 ]

1000 ∆Vf [ km s−1 ]

1000

600

IRAS 00397−1312

ZCO

0.20 ZCO

0.25

ZCO

0.25

0.00

∆Vf [ km s−1 ]

IRAS 14070+0525

IRAS 14070+0525

IRAS 00397−1312

0.25

Pares sin signos de interacción

IRAS 02054+0835

La muestra total

0.30

600

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

La muestra total

Galaxias ya fusionadas

NGC 6240

600

400

400

200

200

IRAS 21477+0502 IRAS 21477+0502

IRAS 22542+0833

200 0

0 Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

800

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

800

Nuestra muestra

● ● ● ● ●

400 ● ●

● ● ●

● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ●

200 ●

● ● ● ● ●

600





400

● ● ● ● ● ● ●



● ●

400 ● ●

● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

● ● ● ●





● ●



Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

20

Nuestra muestra

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

0 Pares sin signos de interacción

20

● ● ● ● ● ● ●



0 Pares sin signos de interacción





200

● ●



IRAS 16136+6550

● ● ● ●

● ●

200

0

Galaxias ya fusionadas









● ● ● ● ● ● ● ● ●

Fusiones avanzadas

La muestra total

∆VG [ km s−1 ]

IRAS 16136+6550

∆VG [ km s−1 ]

600 ● ●

Pares con signos de interacción

800

Solomon et al. 1997

600 ∆VG [ km s−1 ]

0 Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

20

La muestra total

Solomon et al. 1997

IRAS 00397−1312

IRAS 00397−1312 IRAS 20087−0308

IRAS 17208−0014

10

5

0

15

LCO [109 K km s−1 pc2 ]

15

LCO [109 K km s−1 pc2 ]

LCO [109 K km s−1 pc2 ]

IRAS 20037−1547

10

5

0 Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

IRAS 20087−0308

15

10

5

0 Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Figura 5.7: Distribuciones en función de la fase de interacción de los principales observables del gas molecular para cada una de las muestras de galaxias estudiadas. Cada caja está definida por tres líneas que marcan los valores de los quantiles al 25 %, el 50 % y el 75 % de la población. La línea horizontal de puntos indica el valor medio de la distribución. Se han identificado las galaxias con propiedades significativamente distintas de las del grupo al cual pertenecen.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

103

muestra presenta una mayor variedad de tipos de actividad nuclear y de fases de interacción que la muestra de Solomon et al. (1997). En particular, posee un alto porcentaje (32 %) de galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2, las cuales ya hemos visto que son menos abundantes dentro de la familia de las LIRGs y las ULIRGs que las galaxias de los tipos HII y LINER (§ 2.3.2). Esto hace que en general las galaxias Seyfert se encuentren a mayores distancias que el resto de los tipos de actividad nuclear, extendiendo nuestra distribución de zCO hacia mayores desplazamientos al rojo. Algo similar sucede con los pares de galaxias con o sin signos de interacción (36 %), que no son tan abundantes como el resto de las fases de interacción (§ 2.2.1). En resumen, al imponer como criterio de selección la homogeneidad de la muestra en cuanto al tipo de actividad nuclear y la fase de interacción, hemos introducido un sesgo en la distribución de zCO que de ahora en adelante deberemos tener muy en cuenta, pues puede dar lugar a falsas correlaciones. Las galaxias con mayores valores de la anchura a intensidad cero son casi siempre galaxias cercanas (e.g., NGC 6240, Arp 220, IRAS 17208 – 0014 o Mrk 273), mientras que este efecto no se produce para la anchura a media altura y la anchura determinada por el ajuste gaussiano de la línea. Esto se debe a que, para un mismo 0 valor de LCO(1−0) , la intensidad de la línea CO(1 – 0) disminuye con el cuadrado de la distancia (ver la ecuación 5.6), reduciéndose generalmente con ella la señal a ruido de la detección. Como consecuencia de esto, es más complicado detectar las colas de emisión de la línea CO(1 – 0) en las galaxias más alejadas, las cuales se toman en cuenta a la hora de calcular la anchura a intensidad cero del perfil, mientras que su efecto es despreciable para las anchuras a media altura y del ajuste gaussiano. Debido a esto, de ahora en adelante cuando estudiemos la cinemática del gas molecular nos basaremos únicamente en la anchura del ajuste gaussiano del perfil, que está mucho menos sesgada respecto a los efectos de la distancia y la luminosidad de la línea CO(1 – 0) de la galaxia que la anchura a intensidad cero. En contra de lo que tal vez cabría esperar, no existe ninguna correlación apreciable entre la fase de interacción de las galaxias y la anchura del ajuste gaussiano de su perfil de CO. Es difícil extraer conclusiones de este resultado, ya que la forma del perfil depende de una gran variedad factores. Por ejemplo, depende de la masa dinámica de cada una de las galaxias en interacción, de su cantidad de gas molecular, de la orientación respecto al plano del cielo de los discos de gas molecular, de la velocidad relativa de los núcleos, de la presencia o no de colas de marea, etc. Únicamente mediante el estudio detallado de situaciones particulares o la simula-

104

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

ción numérica (e.g., Narayanan et al. 2006, 2008a,c) se pueden obtener resultados concluyentes sobre este tipo de dependencias. Parece existir una ligera dependencia entre la luminosidad de la línea CO(1 – 0) y la fase de interacción de las galaxias. Los pares de galaxias con o sin signos de in0 teracción tienen en media mayores luminosidades de CO, hLCO(1−0) i = 8.0 × 109 L0 , 0 que el resto de las fases de interacción, hLCO(1−0) i = 6.8 × 109 L0 , aunque la dispersión es muy grande. Este resultado podría estar indicando que el gas molecular se va consumiendo a medida que avanza la interacción. Gao & Solomon (1999) obtuvieron un resultado parecido en su análisis de las propiedades del gas molecular de una muestra de 31 LIRGs. Estos autores encontraron que la luminosidad de la línea CO(1 – 0) aumentaba con la separación proyectada de los núcleos de las galaxias en interacción, pero no encontraron ninguna evidencia de tal correlación en una muestra complementaria de 19 ULIRGs. Poco después, Rigopoulou et al. (1999) realizaron un estudio similar en una muestra de 30 ULIRGs, pero tampoco encon0 traron ningún tipo de correlación entre LCO(1−0) y la separación nuclear. Nuestro resultado, basado en una muestra mayor de galaxias que los estudios anteriores, es muy tentativo, lo que indica que en el caso de existir una dependencia entre la fase de interacción de las ULIRGs y su masa de gas molecular ésta no es lo suficientemente fuerte como para verse reflejada de forma clara en las observaciones. Las galaxias infrarrojas de tipo Seyfert 1 y Seyfert 2 poseen luminosidades de CO parecidas. Este resultado es similar al obtenido en otros estudios de las propiedades del gas molecular en galaxias activas de tipo Seyfert (Maiolino et al. 1997) y es lo que se esperaría de ser cierta la versión más simplificada del actual modelo unificado (Antonucci 1993). Según este modelo, lo único que diferencia a un tipo de actividad nuclear del otro es la inclinación respecto al plano del cielo del toroide central de gas y polvo que rodea al AGN, por lo que cualquier propiedad de las galaxias que no dependa de la inclinación de dicho toroide debe ser similar en las galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2. Las anchuras a media altura determinadas a partir del ajuste gaussiano de la línea CO(1 – 0) son mayores en las galaxias infrarrojas de tipo Seyfert 2, h∆VG i = 327 km s−1 , que en las galaxias de tipo Seyfert 1, h∆VG i = 266 km s−1 . Esto nos podría estar indicando que el toroide circunnuclear del AGN y el disco de gas molecular trazado por la emisión de la línea CO(1 – 0) tienen cierto grado de coplanaridad en las galaxias infrarrojas. Este efecto no se ha observado en las galaxias Seyfert locales (Maiolino et al. 1997) y puede ser debido a que en estas galaxias

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

105

los discos de gas molecular no se encuentran concentrados en el kpc central como sucede en las ULIRGs (§ 3.2.3). También puede estar sucediendo que muchas de las galaxias infrarrojas de tipo Seyfert 2 sean en realidad galaxias Seyfert 1 mal clasificadas como consecuencia de un efecto de opacidad producido en las líneas ópticas de emisión al atravesar el disco de gas y polvo trazado por la emisión de CO (Maiolino & Rieke 1995; Kinney et al. 2000): a mayor inclinación del disco de gas molecular, mayor anchura de la línea CO(1 – 0), mayor opacidad a lo largo de la línea de visión y mayor probabilidad de clasificar en el óptico a una galaxia de tipo Seyfert 1 como galaxia Seyfert 2. Hemos de mencionar que tampoco se han encontrado indicios de coplanaridad entre el disco galáctico y el toroide circunnuclear del AGN en varias muestras de galaxias Seyfert locales (Nagar & Wilson 1999; Kinney et al. 2000). Las galaxias infrarrojas poseen enormes cantidades de gas molecular en su interior. En promedio, y a pesar de que hemos considerado un factor de conversión XCO cinco veces menor que el galáctico (§ 3.2.1), su masa total de gas molecular es tres veces mayor que la de la Vía Láctea (MH2 ∼ 2 × 109 M , Solomon & Rivolo 1989).

5.3.

Análisis multifrecuencia

Si se pretende continuar avanzando en la comprensión del fenómeno ULIRG, es necesario comparar las propiedades del gas molecular de nuestra muestra de galaxias con sus propiedades en otros rangos del espectro electromagnético. En este apartado comparamos las propiedades del gas molecular con las propiedades radio e infrarrojas de cada una de las muestras estudiadas, diferenciando entre los distintos tipos de actividad nuclear y las diferentes fases de interacción.

5.3.1.

Propiedades infrarrojas

A lo largo de los últimos años el número de estudios infrarrojos en muestras de LIRGs y ULIRGs ha aumentado de forma prácticamente exponencial, debido sobre todo a la puesta en órbita de nuevos telescopios espaciales (HST, ISO y Spitzer) capaces de observar en diferentes bandas infrarrojas, y a la construcción de cámaras cada vez más sensibles (MIRLIN, SCUBA y MAMBO, principalmente) con las que observar desde

106

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

tierra en las pocas ventanas infrarrojas existentes en nuestra atmósfera. De las cuatro bandas infrarrojas a 12, 25, 60 y 100 µm del satélite IRAS, se ha pasado a disponer de información de prácticamente todo el rango de longitudes de onda entre 1 µm y 1.3 mm. Además, tanto ISO como Spitzer fueron equipados con espectrómetros infrarrojos, lo que ha permitido detectar las transiciones de estructura fina de diversos átomos e iones, las bandas de emisión y absorción de numerosas moléculas y partículas de hielo, y las bandas de emisión y absorción de los silicatos y los PAHs (Polycyclic Aromatic Hydrocarbons). Pese a todos estos avances, el número de galaxias infrarrojas estudiadas con estos telescopios es aún reducido, abarcando únicamente a las fuentes más cercanas y a algunas galaxias alejadas de especial interés (Genzel et al. 1998; Lutz et al. 1999; Soifer et al. 1999; Rigopoulou et al. 1999; Genzel & Cesarsky 2000; Laurent et al. 2000; Soifer et al. 2000; Lisenfeld et al. 2000; Surace et al. 2000; Scoville et al. 2000; Imanishi & Dudley 2000; Dunne et al. 2000; Dunne & Eales 2001; Tran et al. 2001; Soifer et al. 2001; Klaas et al. 2001; Kim et al. 2002; Bushouse et al. 2002; Sturm et al. 2002; Spoon et al. 2002; Armus et al. 2004; Peeters et al. 2004; Yan et al. 2005). Es por eso que en este trabajo hemos decidido incluir únicamente los datos de las observaciones realizadas por el satélite IRAS, disponibles para todas las galaxias de nuestra muestra, y hemos preferido dejar para un análisis posterior otras observaciones que, aun siendo más modernas y precisas, por el momento sólo cubren un pequeño porcentaje de nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs. En la tabla 5.5 se han reunido las propiedades infrarrojas más importantes de nuestra muestra de galaxias y de la muestra de Solomon et al. (1997). A continuación, en la tabla 5.6 se presentan los valores medios, máximos, mínimos y las desviaciones típicas de los principales observables infrarrojos para cada una de las muestras estudiadas.

Explicación de la tabla 5.5: Columna 1. Nombre de la galaxia. Columna 2. Nombre de la galaxia en el catálogo IRAS del que se han obtenido las densidades de flujo de las columnas 3 – 6. La mayoría provienen del catálogo de fuentes débiles de IRAS (FSC, Faint Source Catalog, Moshir et al. 1990), que designa a sus fuentes con las coordenadas 1950.0 precedidas de la letra F. Las densidades de flujo de las galaxias precedidas por la letra Z se han obtenido del catálogo de detecciones

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

no confirmadas del FSC (FSCR, Faint Source Catalog Rejects), que está compuesto por aquellas detecciones que no cumplen alguno de los requisitos necesarios (seconds, hours and weeks confirmations) para ser incluidas en el FSC, pero que para lo que a nosotros nos ocupa las podemos considerar como detecciones válidas. Hemos tomado el resto de las densidades de flujo de diferentes fuentes: las de las galaxias precedidas por una letra K se han obtenido de Kim & Sanders (1998), donde eliminaron algunas de las cotas superiores de las densidades de flujo a 12 y 25 µm realizando un reprocesamiento manual de los datos IRAS mediante el procedimiento ADDSCAN/SCANPI (Helou et al. 1988); las densidades de flujo de las galaxias precedidas por una letra S se obtuvieron de la última y definitiva versión de la muestra de galaxias brillantes de IRAS (RBGS, Revised Bright Galaxy Sample, Sanders et al. 2003), donde de nuevo emplearon la técnica ADDSCAN/SCANPI para eliminar algunas de las cotas superiores de las densidades de flujo del FSC. Por último, en las galaxias cuyo nombre va precedido por una letra C hemos combinado los datos de los catálogos FSC y PSC (Point Source Catalog, Joint IRAS Science Working Group 1988), quedándonos con las densidades de flujo de mejor calidad de cada uno de ellos. Columnas 3 – 6. Densidades de flujo de las bandas IRAS a 12, 25, 60 y 100 µm. Hemos de mencionar que estas densidades de flujo no están corregidas en color, suponiéndose para su cálculo una distribución espectral de energía proporcional a ν −1 , de tal forma que ν fν es independiente de la frecuencia. Junto a cada una de las densidades de flujo se muestra entre paréntesis el factor de calidad de la detección. Un factor de calidad igual a 3 significa que se trata de una buena detección, un factor igual a 2 que la detección es de calidad moderada, y un factor igual 1 que la detección no es realmente una detección, sino una cota superior a la densidad de flujo. En estas columnas puede verse cómo las galaxias luminosas en el infrarrojo, con unas distribuciones espectrales de energía que toman sus máximos valores en el rango de longitudes de onda del infrarrojo lejano, suelen tener las densidades de flujo IRAS a 60 y 100 µm mucho mejor determinadas (mayores factores de calidad) que las densidades de flujo a 12 y 25 µm.

107

108

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Columnas 7 – 10. Logaritmos de las luminosidades a 12, 25, 60 y 100 µm. Definimos la luminosidad a una determinada frecuencia ν como: Lν = 4 π D2L ν fν

(5.8)

donde DL es la distancia luminosidad y fν es la densidad de flujo a esa frecuencia. Columna 11. Luminosidad de la galaxia en el rango de longitudes de onda del infrarrojo lejano (40 − 500 µm). Para su cálculo se han utilizado las ecuaciones de la tabla 2.1. Columna 12. Luminosidad de la galaxia en el infrarrojo (8 − 1000 µm). Para su cálculo se han utilizado las ecuaciones de la tabla 2.1. Mientras que para obtener LFIR sólo es necesario conocer las densidades de flujo IRAS a 60 y 100 µm, para calcular LIR se necesitan todos los flujos. Es importante darse cuenta de esto, ya que, como se ha mencionado más arriba, en las LIRGs y las ULIRGs las densidades de flujo a 12 y 25 µm suelen estar en general peor determinadas que las densidades de flujo a 60 y 100 µm, lo que va afectar al valor estimado de su luminosidad infrarroja, convirtiéndose ésta para algunas galaxias en una cota superior al valor verdadero. LFIR en cambio no se verá afectada. Columnas 13 – 14. Estimaciones de la eficiencia de formación estelar del gas molecular (SFE, Star Formation Efficiency). Si se supone que las enormes luminosidades infrarrojas de este tipo de galaxias tienen su origen principal en la reemisión térmica del polvo de la luz procedente de estrellas masivas recién formadas, entonces los cocientes dados en estas columnas están relacionados con la eficiencia de formación estelar del gas molecular. Es decir, nos indican cuánta luminosidad infrarroja se produce por unidad de masa de gas molecular, o lo que es lo mismo, cuántas estrellas se están formando para una masa de gas molecular dada: si el valor del cociente es elevado, entonces el gas produce estrellas de una forma muy eficiente. Hemos de ser muy cautos con este razonamiento, ya que puede suceder que a la emisión infrarroja contribuya de forma apreciable la emisión procedente de un AGN oculto por el polvo, aumentando con ello el cociente entre la luminosidad infrarroja y la ma-

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

sa de gas molecular, sin querer decir esto que el gas molecular sea más eficiente en la formación de estrellas.

109

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs 110

Nombre

3.61

1.51

371

281

254

575

633

254

541

426

606

675

0 LIR /LCO(1−0)

1.29

7.04

213

446

0 LFIR /LCO(1−0)

1.51

1.66

528

791

LIR

11.75

4.63

1.02

344

LFIR

12.02

1.14

1.96

328

163

log L12 µm log L25 µm log L60 µm log L100 µm

12.34

0.85

2.42

81

206

f100 µm

11.60

1.63

7.63

98

245

f60 µm

11.99

11.49

1.87

1.13

63

108

564

f25 µm

12.01

11.79

3.16

2.01

158

f12 µm

11.28

12.54

12.02

0.82

397

Nombre en el

11.97

11.92

12.37

0.68

1.54

> 670

(14)

2.630 (3) 2.520 (2) 11.12

12.18

11.80

11.64

0.64

1.05

2.24

> 379

178

> 725

L /L0

0.695 (3) 1.180 (1) 12.13

11.76

12.08

11.89

0.99

2.17

105

> 440

(13)

0.215 (2)

1.830 (3) 1.900 (2) 12.13

11.18

12.15

11.66

1.58

1.02

232

L /L0

0.263 (2)

2.290 (3) 1.790 (2) 11.31

11.35

12.28

11.71

1.22

1.20

188

131

> 602

(12)

0.330 (2)

1.740 (3) 1.420 (2) 11.10

11.46

11.69

11.82

0.62

0.87

99

> 401

1012 L

F00091 – 0738 0.071 (1)

0.660 (3)

2.470 (3) 2.080 (2) 11.47

12.28

11.62

11.80

11.85

0.70

1.38

174

229

(11)

IRAS 00091 – 0738 K00397 – 1312 0.140 (2)

C00207 + 1029 0.183 (1)

0.175 (2)

1.400 (3) 1.740 (2) 11.45

11.32

11.87

11.41

0.70

1.11

142

155

101

> 391

1012 L

IRAS 00207 + 1029 K01004 – 2237 0.110 (2) 0.190 (2)

0.561 (3) 1.140 (3) 12.48

11.05

11.62

12.07

11.59

0.92

1.33

> 173

L

IRAS 00397 – 1312 K01166 – 0844 0.070 (2) 0.120 (2)

1.060 (2) 1.560 (3) 11.42

11.52

11.96

11.60

0.84

0.83

78

(10)

IRAS 01003 – 2238 K01298 – 0744 0.119 (1) 0.234 (1)

0.769 (2) 1.590 (1) 11.81

11.74

11.67

11.78

1.55

130

L

IRAS 01166 – 0844 K01355 – 1814 0.057 (1) 0.190 (3)

5.510 (3) 10.100 (3) 10.88

11.63

11.72

11.71

0.68

0.90

0.95

(9)

IRAS 01298 – 0744 C02054 + 0835 0.177 (2)

0.212 (1)

0.966 (3) 1.090 (2) 11.46

11.32

11.72

11.79

0.68

1.49

L

IRAS 01355 – 1814

0.620 (3)

2.160 (2) 1.990 (2) 11.52

11.42

11.81

11.67

0.74

(8)

IRAS 02054 + 0835 C02065 + 4705 0.114 (1)

0.178 (1)

0.913 (2) 1.200 (2) 11.76

10.89

11.79

11.65

0.98

L

IRAS 02065 + 4705 S05081 + 7936 0.200 (3)

Z04414 + 2608 0.159 (1)

0.413 (1)

0.927 (3) 0.852 (2) 11.44

11.39

11.66

11.79

11.70

(7)

IRAS 04413 + 2608

0.180 (2)

0.671 (3) 0.826 (2) 11.45

11.08

11.68

11.73

Jy

VII Zw 31

Z06487 + 2208 0.120 (1)

C06268 + 3509 0.075 (1)

0.175 (2)

2.140 (3) 2.690 (2) 10.94

10.98

11.28

11.70

(6)

IRAS 06268 + 3509

Z06561 + 1902 0.117 (1)

0.139 (1)

1.330 (2) 2.060 (2) 11.36

11.58

11.87

Jy

IRAS 06487 + 2208

F07247 + 6124 0.111 (1)

0.133 (2)

1.480 (3) 2.060 (2) 11.16

11.14

(5)

IRAS 06561 + 1902

F07381 + 3215 0.071 (1)

0.210 (3)

1.090 (3) 1.820 (2) 11.38

11.39

Jy

IRAS 07246 + 6125

F08344 + 5105 0.071 (1)

0.120 (2)

0.558 (3) 0.874 (2) 11.74

1.020 (3) 11.700 (3) 19.900 (3) 10.69

0.141 (1)

3.330 (3) 5.570 (2) 10.88

(4)

IRAS 07381 + 3215

F08509 – 1504 0.095 (2)

0.185 (2)

0.624 (3) 0.753 (2) 11.48

Jy

IRAS 08344 + 5105

F09116 + 0334 0.086 (1)

IRAS 09039 + 0503 K09039 + 0503 0.070 (2)

IRAS 08509 – 1504

S09320 + 6134 0.250 (3)

0.379 (2)

(3)

IRAS 09116 + 0334

F10026 + 4347 0.128 (1)

0.086 (1)

(2)

IRAS 09320 + 6134

F10190 + 1322 0.099 (1)

catálogo

IRAS 10026 + 4347

F10558 + 3845 0.052 (1)

(1)

IRAS 10190 + 1322

197

IRAS 10558 + 3845

Tabla 5.5: Propiedades infrarrojas de la muestra final de LIRGs y ULIRGs. La línea horizontal separa las galaxias observadas por nosotros en CO(1 – 0) de las de la muestra de Solomon et al. (1997).

S15327 + 2340

F16007 + 3743

F16136 + 6550

IRAS 16007 + 3743

IRAS 16136 + 6550

F14575 + 3256

IRAS 14575 + 3256

K15462 – 0450

S14348 – 1447

IRAS 14348 – 1447

IRAS 15462 – 0450

K14202 + 2615

IRAS 14202 + 2615

Arp 220

F13539 + 2920

K13469 + 5833

IRAS 13469 + 5833

K14121 – 0126

S13428 + 5608

Mrk 273

IRAS 14121 – 0126

F13352 + 6402

IRAS 13352 + 6402

IRAS 13539 + 2920

F13349 + 2438

F13156 + 0435

IRAS 13156 + 0435

IRAS 13349 + 2438

F13145 + 2356

IRAS 13144 + 2356

S13182 + 3424

S12540 + 5708

Mrk 231

K13342 + 3932

F12450 + 3401

IRAS 12450 + 3401

IRAS 13342 + 3932

F12202 + 1646

IRAS 12202 + 1646

Arp 193

F12072 – 0444

K12112 + 0305

IRAS 11119 + 3257

IRAS 12112 + 0305

F11119 + 3257

IRAS 11095 – 0238

IRAS 12071 – 0444

F11087 + 5351

K11095 – 0238

IRAS 11087 + 5351

0.097 (1)

0.079 (1)

0.100 (2)

0.610 (3)

0.084 (1)

0.100 (1)

0.180 (2)

0.060 (2)

0.087 (1)

0.052 (1)

0.240 (3)

0.056 (1)

0.631 (3)

0.060 (2)

0.250 (3)

0.127 (1)

0.113 (1)

1.830 (3)

0.056 (1)

0.110 (2)

0.120 (2)

0.119 (1)

0.167 (3)

0.060 (2)

0.083 (1)

(3)

Jy

catálogo

(2)

f12 µm

Nombre en el

(1)

Nombre (7)

L

0.546 (1) 11.28

1.240 (2) 11.69

9.980 (2) 10.92

2.470 (2) 11.42

1.520 (2) 11.91

2.530 (2) 10.95

1.770 (2) 11.33

1.020 (2) 11.44

1.430 (2) 11.64

0.990 (1) 11.99

1.630 (2) 11.42

1.220 (3)

6.820 (3)

1.490 (3)

1.390 (3)

1.830 (3)

1.270 (3)

1.600 (2) 11.15

7.310 (3) 10.95

1.990 (2) 11.78

2.070 (2) 11.26

2.730 (2) 11.13

1.730 (2) 11.23

22.500 (3) 22.500 (3) 10.64

0.987 (3)

0.611 (3)

1.110 (3)

17.000 (3) 24.400 (3) 10.23

1.150 (3)

0.950 (3)

0.237 (3)

0.058 (1)

0.454 (3)

0.810 (2) 11.33

0.535 (2) 11.57

3.000 (2) 11.12

11.20

11.40

11.11

11.46

Tabla 5.5: Continuación.

0.597 (3)

0.321 (3)

2.920 (3)

10.97

11.37

11.39

11.20

10.96

10.80

11.31

11.46

11.80

11.75

10.67

11.47

11.21

11.98

11.09

11.53

11.22

11.75

11.91

11.48

11.16

(8)

L

11.42

11.47

11.89

11.93

11.62

12.08

12.00

11.93

11.76

11.93

11.91

12.18

11.28

11.99

11.37

11.59

11.66

12.15

11.16

11.90

12.07

12.03

12.19

11.99

11.65

(9)

L

11.33

11.47

11.68

11.76

11.51

11.89

11.91

11.88

11.71

11.84

11.69

12.12

11.26

11.93

11.30

11.55

11.47

11.91

11.34

11.82

11.92

11.81

11.95

11.66

11.62

(10)

L

log L12 µm log L25 µm log L60 µm log L100 µm

1.280 (2) 11.36

(6)

Jy

f100 µm

30.800 (3) 29.700 (3) 11.62

0.213 (3)

0.901 (3)

8.500 (3)

2.460 (3)

1.590 (3)

3.250 (3)

0.811 (3)

(5)

Jy

f60 µm

8.000 (3) 104.000 (3) 115.000 (3) 10.40

0.113 (2)

0.550 (3)

0.152 (2)

0.110 (2)

0.122 (2)

0.040 (2)

2.360 (3)

0.078 (1)

0.841 (3)

0.270 (2)

1.420 (3)

0.365 (1)

0.139 (1)

8.840 (3)

0.077 (1)

0.160 (1)

0.509 (3)

0.537 (3)

0.348 (3)

0.418 (3)

0.110 (1)

(4)

Jy

f25 µm

0.36

0.44

1.02

1.14

0.56

1.60

1.36

1.18

0.80

1.15

1.08

2.11

0.27

1.35

0.32

0.55

0.61

1.85

0.28

1.09

1.55

1.43

2.07

1.32

0.63

(11)

0.78

0.91

1.35

1.29

0.79

1.85

2.20

1.53

1.04

1.41

1.26

2.85

1.72

2.11

0.39

1.01

1.00

2.94

0.54

1.88

1.79

2.09

3.41

1.49

0.99

(12)

1012 L

1012 L

LIR

LFIR

98

42

331

204

127

110

135

157

82

146

230

268

82

110

85

43

258

421

51

> 234

157

282

449

320

102

(13)

L /L

0

0 LFIR /LCO(1−0)

212

87

438

231

180

128

217

204

107

180

267

364

515

172

103

79

423

666

98

> 402

181

411

741

362

161

(14)

L /L0

0 LIR /LCO(1−0)

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs 111

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs 112

Nombre catálogo

Nombre en el Jy

f12 µm Jy

f25 µm Jy

f60 µm Jy

f100 µm

L

L

L

log L12 µm log L25 µm log L60 µm log L100 µm L

1012 L

LFIR

1012 L

LIR

L /L0

0 LFIR /LCO(1−0)

L /L0

0 LIR /LCO(1−0)

11.97

11.39

11.72

11.97

1.53

1.08

0.46

1.08

1.36

(11)

3.29

2.19

1.57

2.03

1.47

0.62

1.28

1.84

106

147

> 208

152

161

239

143

64

201

154

(13)

209

234

141

206

> 278

167

233

318

195

85

238

209

(14)



11.91

11.89

1.99

1.08

0.88

195



11.29

11.54

11.87

2.46

1.31

136

(12)

11.14

11.84

12.01

11.82

0.63

2.21

352



11.11

12.06

12.19

0.99

3.39

339



0.943 (3) 1.590 (2) 11.45

11.25

12.18

11.90

11.62

1.85

262

(10)

0.084 (2)

2.880 (3) 3.070 (2) 11.02

11.41

12.25

11.85

2.21

148



F16455 + 4553 0.057 (1) 0.201 (3)

0.679 (3) 1.280 (2) 11.37

3.550 (3) 22.900 (3) 26.500 (3) 10.65

11.26

11.45

11.64

11.99

1.53

(9)

F16487 + 5447 0.074 (1) 0.074 (1)

11.46

11.81

12.08

1.08



IRAS 16455 + 4553 S16504 + 0228 0.590 (3)

1.330 (3) 1.410 (2) 11.52

10.84

12.14

1.14

(8)

IRAS 16487 + 5447 F16542 + 5301 0.046 (1)

1.360 (3) 1.910 (2) 11.34

11.12

12.22

0.47



NGC 6240 0.122 (2)

0.654 (3) 0.949 (2) 11.70

1.610 (3) 32.100 (3) 36.100 (3) 10.67

0.202 (3)

0.620 (3) 1.000 (2) 11.24

11.50

11.79

(7)

IRAS 16541 + 5301 F17068 + 4027 0.076 (1)

0.044 (1)

0.763 (3) 1.400 (2) 11.29

11.83

11.37

(6)

IRAS 17068 + 4027 S17207 – 0014 0.200 (3)

F17179 + 5444 0.076 (1)

0.041 (1)

7.320 (3) 8.620 (3) 10.98

11.93

(5)

IRAS 17179 + 5444 F17463 + 5806 0.037 (1)

0.065 (2)

1.650 (3) 1.980 (2) 11.80

11.55

(4)

IRAS 17208 – 0014 F18144 + 4823 0.049 (1)

0.690 (3)

11.21

(3)

IRAS 17463 + 5806 F18580 + 6527 0.046 (1)

0.281 (1)

11.55

179

(2)

IRAS 18144 + 4823 S19297 – 0406 0.100 (1)

4.360 (3) 5.250 (2) 11.39

157

(1)

IRAS 18580 + 6527 F20036 – 1547 0.125 (1)

1.070 (3) 1.180 (2) 11.54

119

IRAS 19297 – 0406

0.346 (2)

1.84

IRAS 20037 – 1547

0.446 (3)

1.21

270

F21219 – 1757 0.206 (3)

11.84

110

C20414 – 1651 0.250 (1)

11.95

243

IRAS 20414 – 1651

11.48

1.15

IRAS 21219 – 1757

1.140 (3) 1.460 (2) 11.55

1.29

0.160 (2)

0.81

K21477 + 0502 0.090 (1)

1.16

IRAS 21477 + 0502

11.81

0.647 (3) 2.090 (1) 11.45

11.64

5.540 (3) 4.640 (3) 10.85

11.52

0.199 (1)

11.94

0.540 (3)

11.39

F22204 – 0214 0.111 (1)

11.31

S22491 – 1808 0.090 (1)

190

IRAS 22204 – 0214

198

IRAS 22491 – 1808

148

11.18

0.77

5.140 (3) 5.030 (2) 10.89

0.60

0.716 (3)

11.90

11.43

F22509 – 0040 0.174 (1)

12.10

11.66

IRAS 22509 – 0040

11.38

351

11.55

159

7.440 (3) 9.010 (3) 10.68

228

1.020 (3) 1.450 (2) 11.78

1.32

0.940 (3)

2.68

0.120 (2)

11.12

1.06

S23365 + 3604 0.090 (1)

11.95

1.74

K23498 + 2423 0.097 (1)

11.36

11.76

IRAS 23365 + 3604

12.05

0.99

12.03

IRAS 23498 + 2423

10.64

0.29

96 11.59

11.56

323

4.470 (3) 4.300 (2) 10.54

11.18

81 2.590 (3) 3.400 (2) 11.41

11.87

231

0.361 (3)

11.33

0.36 0.372 (3)

11.30

2.14

F00188 – 0856 0.117 (1)

F00057 + 4021 0.137 (1)

11.45

0.30

IRAS 00057 + 4021

2.980 (2) 2.440 (2) 11.13

1.53

IRAS 00188 – 0856

2.240 (3) 2.630 (2) 11.39

194

0.335 (3)

3.19

152

1.210 (2)

2.11

58

0.512 (3)

11.97

162 F00509 + 1225

F00261 + 4251 0.108 (1)

12.20

1.19

IRAS 00262 + 4251

11.97

0.75

I Zw 1

2.220 (3) 2.160 (2) 11.64

370

0.542 (3)

245

F01572 + 0009 0.123 (2)

Mrk 1014

Tabla 5.5: Continuación.

F15030 + 4835

F16090 – 0139

K16333 + 4630

Z18368 + 3549

Z19458 + 0944

F20087 – 0308

F22541 + 0833

IRAS 16090 – 0139

IRAS 16334 + 4630

IRAS 18368 + 3549

IRAS 19458 + 0944

IRAS 20087 – 0308

IRAS 22542 + 0833

IRAS 11506 + 1331

K14070 + 0525

K11506 + 1331

IRAS 10565 + 2448

IRAS 15030 + 4835

S10565 + 2448

IRAS 10494 + 4424

IRAS 14070 + 0525

F10494 + 4424

IRAS 10035 + 4852

Z13106 – 0922

F10035 + 4852

IRAS 08572 + 3915

F13442 + 2321

S08572 + 3915

IRAS 08030 + 5243

IRAS 13442 + 2321

F08030 + 5243

IRAS 03521 + 0028

IRAS 13106 – 0922

F03158 + 4227

Z03521 + 0028

IRAS 03158 + 4227

F02483 + 4302

IRAS 02483 + 4302

0.089 (1)

0.129 (1)

0.110 (1)

0.069 (1)

0.057 (1)

0.090 (2)

0.050 (1)

0.075 (1)

0.100 (1)

0.124 (1)

0.100 (1)

0.200 (3)

0.117 (1)

0.098 (2)

0.330 (3)

0.095 (1)

0.109 (1)

0.070 (1)

0.065 (1)

(3)

Jy

catálogo

(2)

f12 µm

Nombre en el

(1)

Nombre (6)

Jy

f100 µm (7)

L

3.530 (3) 5.410 (2) 11.11

4.590 (3) 6.240 (2) 10.73

7.300 (3) 4.770 (3) 11.16

2.990 (3) 4.390 (2) 10.94

2.520 (2) 3.620 (2) 11.53

4.260 (2) 4.280 (2) 11.22

0.181 (1)

0.243 (3)

0.232 (2)

0.091 (2)

0.060 (2)

0.264 (3)

0.084 (1)

0.190 (2)

0.113 (2)

0.057 (1)

0.190 (2)

11.51

11.23

11.16

10.89

11.15

11.48

11.42

11.95

11.16

11.05

11.29

Tabla 5.5: Continuación.

1.200 (3) 1.480 (2) 11.52

4.700 (2) 6.540 (2) 11.28

3.930 (2) 6.020 (2) 11.16

2.210 (2) 3.950 (2) 11.09

1.190 (3) 2.090 (2) 11.45

3.610 (2) 4.870 (2) 11.33

0.904 (3) 1.460 (2) 11.51

1.450 (3) 1.820 (2) 11.87

1.620 (3) 2.260 (2) 11.43

1.240 (2) 1.890 (2) 11.71

2.580 (3) 3.320 (2) 11.33

11.16

10.94

10.87

11.57

10.90

11.47

11.72

10.49

(8)

L

11.95

12.14

12.01

11.90

12.07

12.23

12.07

12.46

11.94

12.01

12.04

11.76

11.89

11.70

11.80

11.73

12.19

12.31

11.43

(9)

L

11.82

12.06

11.98

11.93

12.09

12.14

12.05

12.33

11.86

11.97

11.93

11.63

11.86

11.61

11.40

11.68

12.13

12.09

11.45

(10)

L

log L12 µm log L25 µm log L60 µm log L100 µm

4.020 (2) 6.920 (2) 10.35

(5)

Jy

f60 µm

1.270 (3) 12.100 (3) 15.000 (3) 10.68

0.165 (2)

0.283 (3)

1.760 (3)

0.184 (2)

0.198 (2)

0.454 (3)

0.190 (3)

(4)

Jy

f25 µm

1.19

1.89

1.45

1.20

1.77

2.32

1.68

3.84

1.20

1.44

1.49

0.77

1.11

0.68

0.93

0.75

2.15

2.71

0.40

1.79

2.29

1.78

1.42

2.23

2.86

2.27

5.37

1.62

2.09

1.90

0.95

1.36

0.81

1.16

0.94

2.80

3.21

0.47

(12)

1012 L

1012 L (11)

LIR

LFIR

201

119

123

142

183

194

136

396

233

155

202

139

138

97

730

87

235

393

142

(13)

L /L0

0 LFIR /LCO(1−0)

302

144

150

168

230

238

185

554

317

226

257

171

168

117

912

108

306

465

164

(14)

L /L0

0 LIR /LCO(1−0)

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs 113

114

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Nuestra muestra

[ N = 69 ]

X

Unidades

hXi

Xmax

Xmin

σX

f25 µm / f60 µm

...

0.17

1.38

0.03

0.20

f60 µm / f100 µm

...

0.82

1.28

0.49

0.19

log L12 µm

L

11.25

12.48

10.23

0.57

log L25 µm

L

11.36

12.18

10.67

0.31

log L60 µm

L

11.86

12.54

11.16

0.25

log L100 µm

L

11.76

12.37

11.30

0.22

LFIR

1012 L



1.17

4.63

0.27

0.70

LIR

1012 L

1.75

7.63

0.39

1.20

0 CO(1−0)

LFIR /L

L /L

0

191

575

42

116

0 LIR /LCO(1−0)

L /L0

281

791

79

175

La muestra de Solomon et al. (1997)

[ N = 24 ]

X

Unidades

hXi

Xmax

Xmin

σX

f25 µm / f60 µm

...

0.12

0.54

0.04

0.11

f60 µm / f100 µm

...

0.80

1.53

0.56

0.23 0.38

log L12 µm

L

11.15

11.64

10.68

log L25 µm

L

11.26

11.97

10.49

0.39

log L60 µm

L

11.94

12.46

11.33

0.28

log L100 µm

L

11.82

12.33

11.12

0.31

LFIR

1012 L

1.42

3.84

0.29

0.82

LIR

1012 L

1.87

5.37

0.36

1.10

0 LFIR /LCO(1−0)

L /L0

201

730

58

140

0 LIR /LCO(1−0)

L /L0

263

912

96

178



La muestra total

[ N = 93 ]

X

Unidades

hXi

Xmax

Xmin

σX

f25 µm / f60 µm

...

0.15

1.38

0.03

0.18

f60 µm / f100 µm

...

0.81

1.53

0.49

0.20

log L12 µm

L

11.23

12.48

10.23

0.54

log L25 µm

L

11.33

12.18

10.49

0.34

log L60 µm

L

11.88

12.54

11.16

0.26

log L100 µm

L

11.78

12.37

11.12

0.25

LFIR

1012 L



1.24

4.63

0.27

0.73

LIR

1012 L

1.78

7.63

0.36

1.17

0 LFIR /LCO(1−0)

L /L0

194

730

42

123

0 CO(1−0)

0

276

912

79

175

LIR /L

L /L

Tabla 5.6: Valores medios, máximos, mínimos y desviaciones típicas de los principales observables infrarrojos para cada una de las muestras estudiadas.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

40

40

115

40

Nuestra muestra

La muestra total

Solomon et al. 1997

30

30

30

20

20

20

10

10

10

0

0 −1.5

−1.0 log f25

−0.5 f60

0.0

0 −1.5

−1.0 log f25

40

−0.5 f60

0.0

−1.5

40

30

30

20

20

20

10

10

10

0 11.5

12.0 log Lfir [ Lsun ]

12.5

13.0

40

0 11.0

11.5

12.0 log Lfir [ Lsun ]

12.5

13.0

40

11.0

30

30

20

20

20

10

10

10

0 11.5

12.0 log Lir [ Lsun ]

12.5

13.0

12.0 log Lfir [ Lsun ]

12.5

13.0

La muestra total

Solomon et al. 1997

30

11.0

11.5

40

Nuestra muestra

0

0.0

La muestra total

Solomon et al. 1997

30

11.0

−0.5 log f25 f60

40

Nuestra muestra

0

−1.0

0 11.0

11.5

12.0 log Lir [ Lsun ]

12.5

13.0

11.0

11.5

12.0 log Lir [ Lsun ]

12.5

13.0

Figura 5.8: Distribuciones del índice de color f25 µm / f60 µm y de las luminosidades en el IR y el FIR para nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs, la muestra de Solomon et al. (1997) y la muestra total.

De la tabla 5.6 y de los histogramas de las figuras 5.8, 5.9 y 5.10 se pueden extraer las siguientes conclusiones: Existe una fuerte correlación entre el cociente f25 µm / f60 µm y el tipo de actividad nuclear de la galaxia (figura 5.9, arriba). Este efecto es de sobra conocido (e.g., de Grijp et al. 1985; Miley et al. 1985), de hecho, en numerosas ocasiones se ha em-

116

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Nuestra muestra

IRAS 13349+2438

IRAS 01003−2238

−1.0

−1.5

IRAS 13469+5833

HII

12.5

LINER

Seyfert 2

−0.5

−1.0

−1.5

−1.5 HII

12.5

Nuestra muestra

−0.5

−1.0

Seyfert 1

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

IRAS 13469+5833

12.5

Solomon et al. 1997

LINER

Seyfert 1

La muestra total

11.5

11.0

12.0 log L25 [ Lsun ]

log L25 [ Lsun ]

12.0

11.5

11.0

11.5

11.0

Arp 193

IRAS 00057+4021

10.5

IRAS 02483+4302

10.5

13.0

Seyfert 2

IRAS 00397−1312

12.0 log L25 [ Lsun ]

IRAS 01003−2238

HII

IRAS 00397−1312

HII

IRAS 13349+2438

0.0

log f25 f60

0.0

log f25 f60

log f25 f60

−0.5

La muestra total

Solomon et al. 1997

0.0

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

13.0

Nuestra muestra

LINER

IRAS 02483+4302

10.5

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

13.0

Solomon et al. 1997

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

La muestra total IRAS 00397−1312

IRAS 23498+2423

12.0

11.5

12.5 log L60 [ Lsun ]

12.5 log L60 [ Lsun ]

log L60 [ Lsun ]

12.5

12.0

11.5

IRAS 14070+0525

12.0

11.5

IRAS 02483+4302

IRAS 00057+4021

IRAS 12450+3401

HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

Nuestra muestra

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

Seyfert 2

Seyfert 1

La muestra total

Solomon et al. 1997

13.0

LINER

13.0

13.0

IRAS 00397−1312

IRAS 00397−1312

12.5

12.0

log Lir [ Lsun ]

log Lir [ Lsun ]

log Lir [ Lsun ]

IRAS 14070+0525

12.5

12.0

12.5

12.0

IRAS 00057+4021 Arp 193

11.5

HII

LINER

11.5

Seyfert 2

Seyfert 1

Arp 193

11.5

HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

Figura 5.9: Distribuciones en función del tipo de actividad nuclear de los principales observables infrarrojos para cada una de las muestras de galaxias estudiadas. Cada caja está definida por tres líneas que marcan los valores de los quantiles al 25 %, el 50 % y el 75 % de la población. La línea horizontal de puntos indica el valor medio de la distribución. Se han identificado las galaxias con propiedades significativamente distintas de las del grupo al cual pertenecen.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Nuestra muestra

IRAS 13349+2438

117

La muestra total

Solomon et al. 1997

0.0

0.0

IRAS 13349+2438

0.0

−0.5 IRAS 06561+1902

log f25 f60

log f25 f60

log f25 f60

I Zw 1

−0.5

−0.5

−1.0

−1.0

−1.0

−1.5

−1.5

−1.5

Pares sin signos de interacción

12.5

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

12.5

Nuestra muestra

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

IRAS 08572+3915

Pares sin signos de interacción

12.5

Solomon et al. 1997

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

La muestra total IRAS 00397−1312

IRAS 00397−1312 IRAS 00207+1029

11.5

11.0

12.0 log L25 [ Lsun ]

12.0 log L25 [ Lsun ]

log L25 [ Lsun ]

12.0

Galaxias ya fusionadas

11.5

11.5

11.0

11.0

10.5

10.5

Arp 193

10.5

Pares sin signos de interacción

13.0

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

13.0

Nuestra muestra

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

13.0

Solomon et al. 1997

12.0

11.5

12.0

11.5

IRAS 16136+6550

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

La muestra total

12.5 log L60 [ Lsun ]

12.5 log L60 [ Lsun ]

log L60 [ Lsun ]

12.5

Pares con signos de interacción

12.0

11.5 IRAS 00057+4021 I Zw 1

IRAS 12450+3401

Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

IRAS 12450+3401

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

Nuestra muestra 13.0

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

Fusiones avanzadas

13.0

IRAS 02054+0835

12.0

log Lir [ Lsun ]

IRAS 00397−1312

log Lir [ Lsun ]

log Lir [ Lsun ]

IRAS 00397−1312

12.5

Galaxias ya fusionadas

La muestra total

Solomon et al. 1997 13.0

IRAS 02054+0835

Pares con signos de interacción

12.5

12.0

12.5

12.0 IRAS 02483+4302

Arp 193

11.5

IRAS 00057+4021

11.5

Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

11.5

Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Figura 5.10: Distribuciones en función de la fase de interacción de los principales observables infrarrojos para cada una de las muestras de galaxias estudiadas. Cada caja está definida por tres líneas que marcan los valores de los quantiles al 25 %, el 50 % y el 75 % de la población. La línea horizontal de puntos indica el valor medio de la distribución. Se han identificado las galaxias con propiedades significativamente distintas de las del grupo al cual pertenecen.

118

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

pleado esta clase de índices de color para diferenciar entre las galaxias infrarrojas de los tipos HII y LINER, y las galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2. La correlación anterior no es más que una consecuencia del hecho de que las galaxias infrarrojas de tipo Seyfert tienen en media mayores luminosidades a 12 y 25 µm que las galaxias HII y LINER, mientras que las luminosidades a 60 y 100 µm son aproximadamente las mismas para todos los tipos de actividad nuclear (e.g., Spinoglio et al. 2002). El que las galaxias Seyfert 1 emitan más a 12 y 25 µm que las galaxias Seyfert 2 se puede explicar dentro del marco del actual modelo unificado (Antonucci 1993): para las primeras estaríamos observando directamente las regiones donde se origina la emisión infrarroja, con lo que no perderíamos apenas flujo a 12 y 25 µm como consecuencia de la opacidad del medio (recuérdese que a estas longitudes de onda se encuentran dos de las bandas de absorción de los silicatos amorfos, centradas a 9.8 y 18.5 µm), mientras que para las segundas detectaríamos únicamente la emisión infrarroja que ha conseguido atravesar el medio sin ser absorbida. A mayores longitudes de onda (λ = 60 y 100 µm) este efecto desaparece, ya que la opacidad del medio es proporcional a λ −2 (e.g., Draine 2003). La mayor contribución a la luminosidad infrarroja de las LIRGs y las ULIRGs proviene de la emisión en torno a 60 y 100 µm. Esto hace que la diferenciación observada según el tipo de actividad nuclear para las luminosidades a 12 y 25 µm desaparezca casi por completo cuando se considera la luminosidad infrarroja total. La fase de interacción de las galaxias no parece influir demasiado en sus propiedades infrarrojas. Sin embargo, debemos ser cautos y recordar que nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs pertenece a un grupo de galaxias infrarrojas mucho más amplio, y que puede estar sesgada en ciertos aspectos. A modo de ejemplo, en la figura 5.11 se ha simulado el tipo de resultados que se puede llegar a obtener cuando se realiza una selección de galaxias según un rango de valores de una magnitud x, de la cual depende una muestra de galaxias mucho mayor. Puede verse que si el muestreo no es lo suficientemente amplio o el rango de valores de la magnitud x es limitado, la muestra puede resultar sesgada. En el caso de la figura 5.11, la correlación existente en la muestra total entre cada uno de los subgrupos a, b, c y d y la magnitud x, desaparece para algunas de las muestras consideradas como consecuencia de un muestreo insuficiente o un rango de la magnitud x demasiado pequeño. Este tipo de efectos no sólo puede afectar a los resultados obtenidos para la magnitud x, sino que en principio se extiende hacia los resultados de cualquier otra magnitud

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

N = 300 , min = 1 , max = 2 6

119

n = 10 , min = 1 , max = 2 ● ●

n = 30 , min = 1 , max = 2

2.0

2.0 ● ● ●



4 ●

x



2

0

−2

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

● ● ●



● ●

1.8 ● ● ●

● ●

● ●



● ●

● ●









● ●



1.4

● ● ●







● ● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ● ●



● ● ● ●

● ●

1.2

● ● ● ●





1.6



1.4



● ● ● ● ● ●



1.6

1.2

● ●

● ● ● ● ● ● ●

● ● ● ● ●

● ●





● ● ● ●

● ● ● ● ●

● ● ●



● ● ●

● ●

● ●



● ● ●



● ●

1.0 b



● ● ● ●

● ●

● ● ● ●







● ●



● ●

1.8

● ● ●

● ●

a

● ● ●





x

● ● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●





● ● ● ● ● ●

x

● ● ● ●

c

d

1.0 a

N = 300 , min = 1 , max = 5 6

b

c

d

● ● ●

a

n = 10 , min = 1 , max = 5

● ● ●

b

c

d

n = 30 , min = 1 , max = 5

5

● ●



● ● ● ● ● ● ● ●

5

● ●





x



2

0

−2

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

3





● ● ●

● ●

● ●

● ●



● ●

3

● ● ●

● ●

● ● ● ● ● ●

● ● ●











● ● ●







● ● ● ●

● ● ●



2







● ● ●



● ● ●

● ● ● ●

● ●

● ●

● ●

1 c

● ● ●

● ● ●



b

● ●

4

● ● ●

● ●

a

● ●

4

x

● ● ● ● ●

4

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

x

● ● ● ●

d



a

b

2

c

● ● ●



● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●





● ●



d

1



● ●

● ● ● ● ● ● ● ●

● ● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

● ●

a

b



● ●

● ●



● ● ● ● ●

c



d

Figura 5.11: Ejemplo simulado de los sesgos introducidos sobre un grupo de 4 N galaxias (clasificadas según un determinado criterio como de los tipos a, b, c o d) cuando se realiza un muestreo de 4 n galaxias dentro de un rango de la magnitud x (líneas punteadas de los paneles de la izquierda). La correlación existente entre cada subgrupo y la magnitud x puede llegar a desaparecer ante un muestreo insuficiente (pocas galaxias de cada uno de los subgrupos, un n pequeño) o ante un rango de la variable x reducido.

relacionada con ella. Esto demuestra la importancia que tiene la selección de la muestra a la hora de obtener resultados concluyentes. En nuestro caso, la selección de la muestra se realizó imponiendo, entre otras cosas, que la luminosidad infrarroja de la mayoría de las galaxias fuera mayor o igual que 1012 L . El límite superior para la luminosidad infrarroja vino dado por el máximo desplazamiento al rojo detectable con el radiotelescopio de 30 metros de IRAM (zmax ∼ 0.35). Pensamos que en nuestra muestra de ULIRGs el número de galaxias en cada uno de los distintos tipos de actividad nuclear y fases de interacción es suficiente como para reflejar fielmente las correlaciones del conjunto total de las ULIRGs, exceptuando el caso de los pares de galaxias sin signos de interacción, donde el número de galaxias disponibles es claramente insuficiente. Dado que nuestra muestra total de galaxias cuenta con tan sólo 18 LIRGs (1011 L ≤ LIR < 1012 L ) y la mayoría de ellas tiene LIR ≥ 7 × 1011 L , los resultados presentados a lo largo de este capí-

120

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

tulo no son extrapolables al conjunto mucho más amplio de las galaxias infrarrojas (LIR ≥ 1011 L ). Aunque ya hemos hablado de la eficiencia de formación estelar del gas molecular (§ 3.2.2) y hemos presentado el rango de valores que toma esta magnitud para nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs y la muestra de Solomon et al. (1997) (tabla 5.6), al ser ésta una magnitud que involucra tanto las propiedades infrarrojas como las propiedades del gas molecular de la galaxia, dejaremos para la sección 5.3.3 el análisis y discusión de los resultados obtenidos.

5.3.2.

Propiedades del radiocontinuo

La emisión del radiocontinuo representa sólo un pequeño porcentaje de la emisión bolométrica total de una galaxia (Lradio /Lbol < 10−4 , Condon 1992), sin embargo, las observaciones radio han demostrado ser muy útiles a la hora de estudiar el origen de la emisión infrarroja en las LIRGs y las ULIRGs. Esto se debe por un lado a la existencia de una fuerte correlación lineal entre las luminosidades infrarroja y del radiocontinuo a lo largo de más de cuatro órdenes de magnitud en luminosidad, tanto para las galaxias espirales y starburst, como para las galaxias Seyfert, los radio quiet quasars y las galaxias infrarrojas (Wunderlich et al. 1987; Sopp & Alexander 1991; Condon et al. 1991a; Roy et al. 1998; Yun et al. 2001; Condon et al. 2002; Appleton et al. 2004), lo que permite relacionar directamente las propiedades del radiocontinuo de una galaxia con sus propiedades infrarrojas, o lo que es más importante, el origen de la emisión del radiocontinuo con el origen de la emisión infrarroja. Por otro lado, las elevadas resoluciones angulares alcanzables mediante las técnicas de interferometría para las longitudes de onda radio, así como la menor opacidad en este rango en comparación con otros rangos del espectro electromagnético como el óptico y el ultravioleta permiten estudiar directamente, y en algunos casos resolver, las regiones centrales donde se origina la mayor parte de la emisión en este tipo de galaxias (Condon et al. 1991b; Lonsdale et al. 1993; Crawford et al. 1996; Smith et al. 1998a; Nagar et al. 2003). En esta sección estudiaremos las propiedades más importantes del radiocontinuo en nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs. Tal como hicimos con las propiedades infrarrojas de la sección 5.3.1, con el fin de poder extraer resultados estadísticamente concluyentes sólo se han considerado aquellos trabajos en los que se ha detectado un alto porcentaje

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

121

de las galaxias de la muestra total. En la tabla 5.7 se han reunido las propiedades del radiocontinuo más importantes de nuestra muestra de galaxias y de la muestra de Solomon et al. (1997). A continuación, en la tabla 5.8 se presentan los valores medios, máximos, mínimos y las desviaciones típicas de los principales observables del radiocontinuo para cada una de las muestras estudiadas.

Explicación de la tabla 5.7: Columna 1. Nombre de la galaxia. Columnas 2 – 3. Densidad de flujo del radiocontinuo a 1.4 GHz. Los datos se han obtenido de los catálogos NVSS (NRAO VLA Sky Survey catalog, Condon et al. 1998) y FIRST (Faint Images of the Radio Sky at Twenty centimeters, Becker et al. 1995; White et al. 1997), que pueden consultarse en formato electrónico en la base de datos de VizieR, perteneciente a CDS (Centre de Données astronomiques de Strasbourg). El primero cubre aproximadamente el 82 % de todo el cielo a 1.4 GHz con una resolución angular de unos 4500 (configuraciones D y DnC del VLA) y una sensibilidad media de 0.45 mJy Ω−1 . El segundo cubre una región algo menor con una resolución angular de unos 5.400 (configuración B del VLA) y una sensibilidad media de 0.14 mJy Ω−1 . Para la obtención de la emisión del radiocontinuo a 1.4 GHz se buscaron con la ayuda de VizieR las fuentes de los catálogos NVSS y FIRST más cercanas (separación menor de 3000 ) a la posición de la galaxia. Pese a las diferentes resoluciones espaciales de los dos catálogos, las densidades de flujo obtenidas con cada uno de ellos son en general similares. Las pequeñas discrepancias se deben principalmente a los errores asociados con la calibración de los datos y a los posibles efectos de filtrado de flujo por parte del catálogo FIRST y la confusión de dos o más fuentes en una única fuente del catálogo NVSS. Estos dos últimos efectos contribuyen a que en general las densidades de flujo del catálogo NVSS sean ligeramente mayores que las del catálogo FIRST (para más detalles ver el apartado 5.3 de White et al. 1997).

122

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Columna 4. Logaritmo de la luminosidad a 1.4 GHz. Para su cálculo se ha empleado la siguiente relación: log Lν = log(4 π D2L fν ) = 20.08 + 2 log DL + log fν

(5.9)

donde DL es la distancia luminosidad en Mpc, fν es la densidad de flujo en Jy y Lν es la luminosidad en W Hz−1 a la frecuencia ν. En los casos en los que la galaxia está detectada en los dos catálogos mencionados más arriba, hemos empleado para el cálculo de la luminosidad a 1.4 GHz las densidades de flujo de catálogo NVSS, por contener éste un mayor número de galaxias de nuestra muestra y por ser menos susceptible al efecto de filtrado de flujo que el catálogo FIRST. Columna 5. Parámetro q a 1.4 GHz. El parámetro q se define como el logaritmo del cociente entre el flujo de la galaxia en el infrarrojo lejano y el flujo del radiocontinuo (Helou et al. 1985): 

0.336 (2.58 f60 µm + f100 µm ) qν = log fν

 (5.10)

donde f60 µm , f100 µm y fν se expresan en Jy. Para las galaxias normales (aquellas para las que la emisión radio no proviene de un AGN) se ha comprobado que q toma un valor a 1.4 GHz aproximadamente constante e igual a 2.3 ± 0.2 (Condon 1992; Yun et al. 2001; Condon et al. 2002). Columna 6. Densidad de flujo del radiocontinuo a 4.86 GHz. Estos valores se han extraído principalmente de los trabajos de Neff & Hutchings (1992), Crawford et al. (1996) y Baan & Klöckner (2006). Las resoluciones espaciales en estos artículos van de 0.500 (configuración A del VLA) a unos 400 (configuración C del VLA), por lo que muchos de los valores de las densidades de flujo a 4.86 GHz de esta columna son en realidad cotas inferiores a las densidades de flujo totales. Columna 7. Logaritmo de la luminosidad a 4.86 GHz. Columna 8. Parámetro q a 4.86 GHz. Columna 9. Densidad de flujo del radiocontinuo a 15 GHz. Estos valores se han extraído del artículo de Nagar et al. (2003), en el que presentan observaciones a 15 GHz de elevada resolución angular (FWHM ∼ 0.1500 , configuración A del VLA) para una muestra de 83 ULIRGs. De nuevo,

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

123

como consecuencia del efecto del filtrado de flujo típico de las observaciones interferométricas, los valores de las densidades de flujo de esta columna son sólo cotas inferiores de las densidades de flujo totales de las galaxias a 15 GHz. Columna 10. Logaritmo de la luminosidad a 15 GHz. Columna 11. Parámetro q a 15 GHz. Columna 12. Índice espectral del radiocontinuo calculado con las densidades de flujo a 1.4 y 4.86 GHz. El índice espectral α presupone una dependencia potencial entre la densidad de flujo y la frecuencia del tipo: fν ∝ ν α

(5.11)

donde fν es la densidad de flujo a la frecuencia ν. Según esto, si se conocen las densidades de flujo a dos frecuencias distintas, es posible calcular el índice espectral: α=

log( fν1 / fν2 ) log(ν1 /ν2 )

(5.12)

Un inconveniente de las observaciones a 1.4 y 4.86 GHz es que cubren partes muy distintas de la galaxia. Mientras que los datos extraídos de los catálogos NVSS y FIRST representan el valor de la densidad de flujo a 1.4 GHz de la galaxia en su conjunto, las densidades de flujo a 4.86 GHz, debido a que fueron determinadas mediante observaciones de elevada resolución angular, se refieren únicamente a su región central, perdiéndose la componente extensa del flujo a 4.86 GHz. Columna 13. Índice espectral del radiocontinuo calculado con las densidades de flujo a 1.4 y 15 GHz. De nuevo, debido a que las observaciones a 15 GHz se realizaron a una resolución angular mucho mayor que las observaciones a 1.4 GHz, los valores deducidos del índice espectral son cotas inferiores del valor verdadero.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs 124

Nombre f1.4 GHz

α1.4−4.86 GHz

α1.4−15 GHz

f15 GHz log L15 GHz

q15 GHz

q4.86 GHz

(13)

f4.86 GHz log L4.86 GHz

(12)

IRAS 00207 + 1029

IRAS 00091 – 0738 2.6

7.0

4.5

23.58

23.58

23.90

23.11

(4)

2.29

2.93

2.15

2.84

(5)

(3)

IRAS 00397 – 1312 13.4

24.40

23.19

22.77

1.90

2.41

1.96

2.84

2.98

2.5

< 0.8

< 0.8

23.30

2.30

(2)

q1.4 GHz

(11)

-0.59

log L1.4 GHz

(10)

W Hz−1

3.45

-0.21

f1.4 GHz

(9)

mJy

22.49

3.06

9.5

23.97

2.38

(8)

22.98

5.6

23.38

2.39

2.1

IRAS 02054 + 0835 15.0

23.48

IRAS 01355 – 1814

4.0

2.00

4.1

IRAS 02065 + 4705 41.4

23.64

IRAS 01166 – 0844

IRAS 04413 + 2608 5.0

IRAS 01298 – 0744

VII Zw 31 10.3

8.3

4.9

23.71

23.66

2.41

IRAS 06268 + 3509

IRAS 07381 + 3215

8.5 9.4

23.30

IRAS 06487 + 2208

IRAS 08344 + 5105

6.2

146.7

65.4

2.41

(7)

2.58

IRAS 08509 – 1504

10.5

2.85

23.55

IRAS 09039 + 0503

170.1

2.45

2.44 22.90

4.6

IRAS 09116 + 0334

23.27

IRAS 07246 + 6125

IRAS 09320 + 6134

23.29

6.7

IRAS 06561 + 1902

W Hz−1

2.33

(6)

23.05

2.52 < 0.8

mJy

23.38

2.34

-0.59

NVSS mJy FIRST mJy W Hz−1

2.9

23.19

2.50

2.78

IRAS 01003 – 2238

(1)

3.9

23.50

23.05

1.1

7.5

23.30

2.6

3.98

2.8

23.31

-0.73

-0.77

2.17

21.77

2.8

2.2

16.4

-1.48

0.5

IRAS 10026 + 4347

16.8

2.55

IRAS 10190 + 1322 IRAS 10558 + 3845

Tabla 5.7: Propiedades del radiocontinuo de la muestra final de LIRGs y ULIRGs. La línea horizontal separa las galaxias observadas por nosotros en CO(1 – 0) de las de la muestra de Solomon et al. (1997).

f1.4 GHz

7.9

23.3

8.9

IRAS 12071 – 0444

IRAS 12112 + 0305

IRAS 12202 + 1646

3.2

3.9

IRAS 16136 + 6550

6.5

IRAS 14575 + 3256

12.8

35.9

IRAS 14348 – 1447

IRAS 16007 + 3743

9.8

IRAS 14202 + 2615

IRAS 15462 – 0450

12.1

IRAS 14121 – 0126

326.3

11.6

IRAS 13539 + 2920

Arp 220

3.1

IRAS 13469 + 5833

144.7

8.2

Mrk 273

19.6

IRAS 13352 + 6402

Arp 193

IRAS 13349 + 2438

11.1

104.4

IRAS 13156 + 0435

6.4

13.3

IRAS 13144 + 2356

IRAS 13342 + 3932

308.9

Mrk 231

IRAS 12450 + 3401

25.1

109.9

IRAS 11119 + 3257

31.9

IRAS 11087 + 5351

IRAS 11095 – 0238

(2)

NVSS mJy

(1)

Nombre f1.4 GHz

log L1.4 GHz

2.5

11.3

316.1

7.1

8.3

12.3

10.7

3.0

132.0

6.6

19.9

6.9

103.6

10.2

13.9

242.5

9.6

24.6

7.9

107.8

19.5

31.0

(3)

23.13

23.36

23.41

23.32

23.23

23.69

23.71

23.75

23.44

23.20

23.61

23.99

23.67

23.63

23.04

23.46

23.70

24.03

23.78

23.39

23.43

24.92

23.76

24.13

(4)

FIRST mJy W Hz−1

1.4

204.0

69.8

100.0

13.0

(6)

mJy

22.68

23.11

23.29

23.54

23.14

(7)

W Hz−1

f4.86 GHz log L4.86 GHz

Tabla 5.7: Continuación.

2.31

2.16

2.44

2.60

2.39

2.37

2.30

2.20

2.33

2.73

2.27

2.21

1.64

2.37

2.34

2.16

1.94

2.07

2.13

2.66

2.57

1.24

2.16

1.55

(5)

q1.4 GHz

2.75

2.80

2.59

2.56

2.92

(8)

q4.86 GHz

87.2

< 0.8

4.0

< 0.8

18.8

< 0.8

211.5

3.9

< 0.8

(9)

mJy

22.74

22.98

22.72

23.87

22.62

(10)

W Hz−1

f15 GHz log L15 GHz

3.17

2.80

3.16

2.24

3.44

(11)

q15 GHz

-0.82

-0.38

-0.59

-0.91

-0.47

(12)

α1.4−4.86 GHz

-0.56

-0.45

-0.86

-0.16

-0.75

(13)

α1.4−15 GHz

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs 125

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs 126

24.18

2.50

1.59

2.08

53.8

23.24

23.28

23.29

2.29

2.65

2.87

1.8

4.5

2.8

(9)

mJy

22.66

22.83

24.06

22.79

(10)

W Hz−1

2.87

3.09

1.85

3.10

(11)

q15 GHz

-0.62

-0.50

(12)

α1.4−4.86 GHz

-0.89

-0.70

(13)

α1.4−15 GHz

f15 GHz log L15 GHz

24.28

1.94 6.8

12.5

q4.86 GHz

7.3

23.63

2.37

IRAS 16455 + 4553

(1) 6.5

(2) 5.4

(3) 23.69

(4) 2.32

(5)

23.15

2.38

1.83

120.0

2.40 < 0.8

2.27

23.70 2.67

25.8

23.62 23.50 0.74

12.8

23.37

2.69

19.0 4.1 25.17

IRAS 16487 + 5447 4.1 4.1 23.47

426.3 3.5 328.9

IRAS 16541 + 5301 IRAS 17068 + 4027 81.8

332.1

4.4

23.02

22.72

3.10

2.87

3.16

-0.40

-0.61

-0.23

-0.34

12.8

22.22

2.63

2.1

4.2

23.18

-0.93

-1.00

8.0

3.22

2.51

22.95

23.66

1.6

8.2

< 0.8

IRAS 17179 + 5444 IRAS 17463 + 5806 IRAS 18144 + 4823

17.4

15.1

1.2

IRAS 17208 – 0014

NGC 6240

W Hz−1

29.3

24.27

1.95

mJy

29.5

23.55

2.36

f4.86 GHz log L4.86 GHz

IRAS 18580 + 6527 24.1

23.58

2.56

q1.4 GHz

IRAS 19297 – 0406 23.4

23.59

3.03

log L1.4 GHz

IRAS 20037 – 1547 14.7

23.14

f1.4 GHz

IRAS 20414 – 1651 6.4

22.85

2.61

f1.4 GHz

IRAS 21219 – 1757

3.5

2.54

NVSS mJy FIRST mJy W Hz−1

IRAS 21477 + 0502

5.9

23.01

2.32

Nombre

IRAS 22204 – 0214

23.35

(8)

IRAS 22491 – 1808

15.1

23.79

2.33

2.89

(7)

IRAS 22509 – 0040

6.5

27.2

23.72

22.43

2.08

(6)

IRAS 23365 + 3604

6.9

2.53 2.00

-1.18

-0.85

-1.08

-0.81

IRAS 23498 + 2423

15.7

23.73 24.16

-1.02

IRAS 00057 + 4021

22.79 24.1

3.21

IRAS 00188 – 0856

8.3

28.0 26.2

22.85

IRAS 00262 + 4251 I Zw 1 Mrk 1014

Tabla 5.7: Continuación.

f1.4 GHz

f1.4 GHz

log L1.4 GHz

4.8

4.0

20.9

IRAS 14070 + 0525

IRAS 15030 + 4835

IRAS 16090 – 0139

IRAS 22542 + 0833

IRAS 20087 – 0308

5.1

14.0

2.5

IRAS 13442 + 2321

IRAS 19458 + 0944

3.5

IRAS 13106 – 0922

8.9

13.5

IRAS 11506 + 1331

20.6

57.0

IRAS 10565 + 2448

IRAS 18368 + 3549

21.2

IRAS 10494 + 4424

IRAS 16334 + 4630

28.1

IRAS 10035 + 4852

10.2

3.4

5.5

1.8

13.2

51.8

20.7

26.8

4.9

4.3

15.4

15.3

IRAS 08572 + 3915

23.46

23.45

23.75

23.83

23.88

23.60

23.86

23.02

23.34

23.65

23.32

23.56

23.37

22.46

23.33 5.3

25.4

9.3

2.8

22.2

9.5

13.1

23.76

23.41

23.62

22.91

23.21

23.04

22.55

23.34

23.62

22.82

(7)

W Hz−1

Tabla 5.7: Continuación.

2.48

2.59

2.20

2.29

2.36

2.50

2.59

2.94

2.69

2.39

2.44

2.36

2.33

3.27

2.42

4.6

IRAS 08030 + 5243

2.75

2.59

11.3

23.46

23.69

6.1

(6)

13.2

(5)

mJy

f4.86 GHz log L4.86 GHz

IRAS 03521 + 0028

(4)

q1.4 GHz

IRAS 03158 + 4227

(3)

FIRST mJy W Hz−1

12.8

(2)

NVSS mJy

IRAS 02483 + 4302

(1)

Nombre

2.39

2.54

2.83

2.84

2.71

2.67

3.18

2.87

2.66

2.66

(8)

q4.86 GHz

< 0.8

2.3

0.7

1.6

2.8

3.3

1.6

(9)

mJy

23.24

23.03

22.72

22.68

22.34

22.88

(10)

W Hz−1

f15 GHz log L15 GHz

2.88

3.43

3.32

3.24

3.38

3.33

(11)

q15 GHz

-0.63

-0.45

-0.76

-0.64

-0.61

0.17

-0.22

-0.12

(12)

α1.4−4.86 GHz

-0.57

-0.81

-0.90

-0.85

-0.11

-0.56

(13)

α1.4−15 GHz

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs 127

128

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Nuestra muestra

[ N = 69 ]

X

Unidades

hXi

Xmax

Xmin

σX

log L1.4 GHz

W Hz−1

23.58

25.17

22.77

0.42

log L4.86 GHz

W Hz

−1

23.13

23.54

22.68

0.24

log L15 GHz

W Hz−1

22.89

24.06

21.77

0.58

q1.4 GHz

...

2.30

3.03

0.74

0.39

q4.86 GHz

...

2.70

3.16

2.29

0.25

q15 GHz

...

3.00

3.98

1.85

0.54

α1.4−4.86 GHz

...

-0.61

-0.23

-1.02

0.23

α1.4−15 GHz

...

-0.70

-0.16

-1.48

0.35

La muestra de Solomon et al. (1997)

[ N = 24 ]

hXi

Xmax

Xmin

σX

log L1.4 GHz

W Hz

−1

23.45

24.16

22.43

0.44

log L4.86 GHz

W Hz−1

23.18

23.76

22.22

0.46

−1

X

log L15 GHz

Unidades

22.84

23.24

22.34

0.27

q1.4 GHz

W Hz ...

2.50

3.27

2.00

0.29

q4.86 GHz

...

2.74

3.18

2.39

0.22

q15 GHz

...

3.25

3.43

2.88

0.17

α1.4−4.86 GHz

...

-0.51

0.17

-1.00

0.35

α1.4−15 GHz

...

-0.73

-0.11

-1.18

0.32

La muestra total

[ N = 93 ]

X

Unidades

hXi

Xmax

Xmin

σX

log L1.4 GHz

W Hz−1

23.54

25.17

22.43

0.43

log L4.86 GHz

W Hz−1

23.15

23.76

22.22

0.36

log L15 GHz

W Hz−1

22.87

24.06

21.77

0.47

q1.4 GHz

...

2.35

3.27

0.74

0.37

q4.86 GHz

...

2.72

3.18

2.29

0.23 0.45

q15 GHz

...

3.09

3.98

1.85

α1.4−4.86 GHz

...

-0.57

0.17

-1.02

0.29

α1.4−15 GHz

...

-0.71

-0.11

-1.48

0.33

Tabla 5.8: Valores medios, máximos, mínimos y desviaciones típicas de los principales observables del radiocontinuo para cada una de las muestras estudiadas.

De la tabla 5.8 y de los histogramas de las figuras 5.12, 5.13 y 5.14 se pueden extraer las siguientes conclusiones: De todas las galaxias de nuestra muestra, sólo IRAS 17179 + 5444 puede clasificarse como radio-loud object (RLO: L1.4 GHz > 1025 W Hz−1 ), lo cual nos está indicando que los RLOs son muy raros dentro del conjunto de las LIRGs y las ULIRGs.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Nuestra muestra

40

Solomon et al. 1997

40

129

30

30

30

20

20

20

10

10

10

0

0 22

23 24 log L1.4GHz [ W Hz−1 ]

25

20

0 22

23 24 log L1.4GHz [ W Hz−1 ]

25

20

22

15

15

15

10

10

10

5

5

5

0 23 24 log L4.86GHz [ W Hz−1 ]

25

20

0 22

23 24 log L4.86GHz [ W Hz−1 ]

25

20

22

15

15

10

10

10

5

5

5

0 23 24 log L15GHz [ W Hz−1 ]

25

25

La muestra total

Solomon et al. 1997

15

22

23 24 log L4.86GHz [ W Hz−1 ]

20

Nuestra Muestra

0

25

La muestra total

Solomon et al. 1997

0

23 24 log L1.4GHz [ W Hz−1 ]

20

Nuestra muestra

22

La muestra total

40

0 22

23 24 log L15GHz [ W Hz−1 ]

25

22

23 24 log L15GHz [ W Hz−1 ]

25

Figura 5.12: Distribuciones de las luminosidades del radiocontinuo a 1.4 GHz, 4.86 GHz y 15 GHz para nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs, la muestra de Solomon et al. (1997) y la muestra total.

Yun et al. (2001) obtuvieron un resultado similar en una muestra de 1809 galaxias IRAS: sólo tres de sus fuentes superaron el límite L1.4 GHz > 1025 W Hz−1 . Los valores medios de q1.4 GHz y q4.86 GHz son similares a los encontrados en otras muestras de galaxias menos luminosas (2.35 ± 0.18 y 2.75 ± 0.14, respectivamente; Condon & Broderick 1991; Condon 1992; Yun et al. 2001; Condon et al. 2002). Sin embargo, la dispersión en los valores de q1.4 GHz y q4.86 GHz es significativamente mayor en nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs. Lo más probable es que esto se de-

130

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

26

26

26

Nuestra muestra

La muestra total

Solomon et al. 1997

IRAS 17179+5444

24

23

25

log L1.4GHz [ W Hz−1 ]

25

log L1.4GHz [ W Hz−1 ]

log L1.4GHz [ W Hz−1 ]

IRAS 17179+5444

24

23

25

24

23 IRAS 08572+3915

22

22 HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

23.0

IRAS 23365+3604

Seyfert 1

24.0 log L4.86GHz [ W Hz−1 ]

IRAS 09320+6134

Seyfert 2

La muestra total

24.0

23.5

LINER

24.5

Solomon et al. 1997 log L4.86GHz [ W Hz−1 ]

log L4.86GHz [ W Hz−1 ]

LINER

24.5

Nuestra muestra 24.0

IRAS 00057+4021

22 HII

24.5

IRAS 08572+3915

23.5

23.0

IRAS 20087−0308

23.5

23.0 IRAS 08572+3915

22.5

22.5

22.0

22.5

22.0 HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

22.0 HII

4.0

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

4.0

Nuestra muestra

3.5

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

4.0

Solomon et al. 1997

3.5

La muestra total

3.5

3.0

3.0

2.5

2.5

2.5

2.0

q1.4GHz

3.0 q1.4GHz

q1.4GHz

IRAS 08572+3915

2.0

2.0

IRAS 11087+5351

IRAS 11087+5351

1.5

1.5

1.5

1.0

1.0

IRAS 11119+3257

IRAS 11119+3257

1.0 IRAS 17179+5444

IRAS 17179+5444

0.5

0.5 HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

0.5 HII

0.5

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

0.5

−1.0

−0.5

−1.0

−1.5 LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

−0.5

−1.0

−1.5 HII

Seyfert 1

0.0 α1.4−4.86GHz

α1.4−4.86GHz

0.0

−0.5

Seyfert 2

La muestra total

Solomon et al. 1997

0.0

LINER

0.5

Nuestra muestra

α1.4−4.86GHz

LINER

−1.5 HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

HII

LINER

Seyfert 2

Seyfert 1

Figura 5.13: Distribuciones en función del tipo de actividad nuclear de los principales observables del radiocontinuo para cada una de las muestras de galaxias estudiadas. Cada caja está definida por tres líneas que marcan los valores de los quantiles al 25 %, el 50 % y el 75 % de la población. La línea horizontal de puntos indica el valor medio de la distribución. Se han identificado las galaxias con propiedades significativamente distintas de las del grupo al cual pertenecen.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

26

131

26

Nuestra muestra

26

La muestra total

Solomon et al. 1997

IRAS 17179+5444

IRAS 11119+3257

IRAS 02054+0835 IRAS 20037−1547

24

23

25

log L1.4GHz [ W Hz−1 ]

25

log L1.4GHz [ W Hz−1 ]

log L1.4GHz [ W Hz−1 ]

IRAS 17179+5444

24

23

IRAS 01166−0844

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

IRAS 08572+3915

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

24.5

Nuestra muestra

23.0

22.5

Fusiones avanzadas

23.5

23.0

22.5

23.5

23.0

22.5 IRAS 00057+4021

22.0

IRAS 00057+4021

22.0 Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

22.0 Pares sin signos de interacción

4.0

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

4.0

Nuestra muestra

3.5

3.5

q1.4GHz

q1.4GHz

2.5 2.0

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

La muestra total

3.5

IRAS 08572+3915

3.0

3.0

2.5

2.5

q1.4GHz

IRAS 01166−0844

Pares con signos de interacción

4.0

Solomon et al. 1997 IRAS 08572+3915

3.0

Galaxias ya fusionadas

24.0 log L4.86GHz [ W Hz−1 ]

Mrk 231

23.5

Pares con signos de interacción

La muestra total

24.0 log L4.86GHz [ W Hz−1 ]

24.0

IRAS 00057+4021

24.5

Nuestra muestra log L4.86GHz [ W Hz−1 ]

IRAS 01166−0844

22 Pares sin signos de interacción

24.5

IRAS 02054+0835 IRAS 20037−1547

24

IRAS 00057+4021

22 Pares sin signos de interacción

IRAS 11119+3257

23 IRAS 08572+3915

22

25

2.0

IRAS 01166−0844

2.0 IRAS 18580+6527

IRAS 18580+6527

1.5

1.5

1.5

1.0

1.0

1.0

0.5

0.5

IRAS 11119+3257

IRAS 17179+5444

IRAS 17179+5444

0.5 Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

0.5

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

0.5

Nuestra muestra

−0.5

−1.0

−1.5 Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

−0.5

−1.0

−1.5 Pares sin signos de interacción

Galaxias ya fusionadas

0.0 α1.4−4.86GHz

α1.4−4.86GHz

−1.0

Fusiones avanzadas

La muestra total

0.0

−0.5

Pares con signos de interacción

0.5

Solomon et al. 1997

0.0 α1.4−4.86GHz

Pares con signos de interacción

−1.5 Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Pares sin signos de interacción

Pares con signos de interacción

Fusiones avanzadas

Galaxias ya fusionadas

Figura 5.14: Distribuciones en función de la fase de interacción de los principales observables del radiocontinuo para cada una de las muestras de galaxias estudiadas. Cada caja está definida por tres líneas que marcan los valores de los quantiles al 25 %, el 50 % y el 75 % de la población. La línea horizontal de puntos indica el valor medio de la distribución. Se han identificado las galaxias con propiedades significativamente distintas de las del grupo al cual pertenecen.

132

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

ba a que todas nuestras galaxias tienen L60 µm > 1011 L , pues se ha demostrado que para esas luminosidades, si bien el valor medio de q1.4 GHz se mantiene constante, la dispersión aumenta de forma considerable (Yun et al. 2001). La constancia del factor q1.4 GHz a lo largo de varios órdenes de magnitud en luminosidad ha llevado a muchos autores a concluir que tanto la emisión del radiocontinuo como la emisión infrarroja de las LIRGs y las ULIRGs tienen su origen principal en la formación de estrellas masivas, puesto que la emisión radio e infrarroja de las galaxias normales de menor luminosidad está claramente relacionada con la formación estelar. Sin embargo, el hecho de que nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs presente una mayor dispersión en el valor del factor q1.4 GHz que la medida para las galaxias normales podría estar indicando todo lo contrario. En general los valores de q1.4 GHz pequeños se suelen interpretar como un exceso de emisión en el radiocontinuo como consecuencia de la presencia de un AGN en la galaxia. Por otro lado, los valores elevados de q1.4 GHz pueden ser debidos a un efecto de absorción libre-libre del radiocontinuo (Condon et al. 1991b), lo que de nuevo podría estar asociado a un AGN, aunque en este caso oscurecido. De hecho, esto es lo que parece estar sucediendo en la galaxia IRAS 08572 + 3915 (Prouton et al. 2004), para la que se sospecha que parte de su luminosidad infrarroja pueda venir de un AGN altamente oscurecido (Dudley & Wynn-Williams 1997; Soifer et al. 2000; Imanishi & Dudley 2000; Prouton et al. 2004; Imanishi et al. 2006a). En media las galaxias infrarrojas clasificadas en el óptico como de los tipos Seyfert 1 y Seyfert 2 tienen mayores luminosidades a 1.4 GHz que las galaxias HII. Las galaxias LINER presentan luminosidades intermedias. Algo parecido sucede con los valores del factor q1.4 GHz , que son mayores para las galaxias HII que para las galaxias Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER. Según esto, la mayor dispersión del factor q1.4 GHz encontrada para nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs parece estar relacionada con la actividad nuclear de las galaxias, lo cual es bastante lógico, pues se espera que las galaxias con un núcleo activo emitan más en el radiocontinuo para una luminosidad infrarroja dada que las galaxias que no lo tienen, cuya emisión radio e infrarroja se encuentra dominada por la formación estelar. Algo que no parece tan normal es el hecho de que el valor medio del factor q1.4 GHz para las galaxias HII sea significativamente mayor (∼2.5) que el encontrado para las galaxias normales de menor luminosidad (∼2.3). Uno esperaría que precisamente las galaxias HII, para las que existen menos dudas de que su emisión infrarroja no se encuentra dominada por un AGN, fueran las que presentaran un valor medio de q1.4 GHz

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

133

más parecido al encontrado para las galaxias normales. Esto no sucede en nuestra muestra, lo cual plantea serias dudas sobre la constancia del factor q1.4 GHz en las LIRGs y las ULIRGs y sobre la utilidad de este tipo de cocientes para detectar la presencia o no de un AGN en la galaxia y su posible contribución a la luminosidad infrarroja total. Recientemente Bressan et al. (2002) han estudiado el comportamiento del factor q1.4 GHz en función de las características de la formación estelar en las galaxias starburst mediante el modelado de su emisión radio e infrarroja. En su análisis encontraron que el valor del factor q1.4 GHz se mantiene constante siempre y cuando la tasa de formación estelar (SFR) de la galaxia no varíe significativamente en el tiempo. Esta condición se cumple en general para las galaxias espirales y las galaxias starburst. Sin embargo, cuando la SFR cambia de forma brusca en el tiempo como consecuencia de un brote esporádico de la formación estelar, el factor q1.4 GHz muestra una fuerte dependencia con la edad del brote. Esto es debido a que la emisión infrarroja y la emisión del radiocontinuo presentan tiempos de reacción diferentes. En ese caso el factor q1.4 GHz sería una medida del cociente entre la SFR actual y su valor medio en las últimas decenas de millones de años. De ser ciertos estos resultados, podrían explicar por un lado la mayor dispersión de los valores del factor q1.4 GHz observada en las LIRGs y las ULIRGs y, por otro lado, el valor medio de q1.4 GHz medido en las galaxias HII, significativamente mayor que el observado en las galaxias normales de menor luminosidad. La mayor dispersión provendría de que las LIRGs y las ULIRGs deben de su emisión a brotes de formación estelar, con lo que los valores del factor q1.4 GHz cambiarían en función de la edad de los brotes; mientras que el mayor valor medio de q1.4 GHz en las galaxias HII nos estaría indicando que sus brotes de formación estelar son muy jóvenes (t < 25 Myr, ver la figura 8 de Bressan et al. 2002). Hay que aclarar que este razonamiento supone que la emisión radio e infrarroja de las LIRGs y las ULIRGs tiene su origen principal en la formación estelar, lo cual puede ser cierto para las galaxias HII, pero no necesariamente para las galaxias LINER, Seyfert 2 y Seyfert 1. El valor medio del índice espectral α1.4−4.86 GHz = −0.57 en nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs es consistente con el índice espectral de la emisión sincrotrón (α1.4−4.86 GHz ∼ −0.7), aunque puede tomar valores desde −1 hasta +0.2. Este resultado es muy parecido al obtenido por Clemens et al. (2008) en una muestra similar de galaxias infrarrojas. La falta de un número significativo de fuentes detectadas a 1.4 y 4.86 GHz en cada uno de los subgrupos de actividad nuclear nos ha impedido

134

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

estudiar la posible variación del índice espectral α1.4−4.86 GHz con el tipo de actividad nuclear de las LIRGs y las ULIRGs.

5.3.3.

Propiedades del gas molecular frente a la emisión infrarroja

Como ya se mencionó en la introducción, el objetivo principal de este estudio es comprobar si las propiedades del gas molecular varían de forma significativa en las LIRGs y las ULIRGs dependiendo de su tipo de actividad nuclear o de su fase de inter0 acción. La dispersión observada entre LIR y LCO(1−0) en la muestra de galaxias infrarrojas de Solomon et al. (1997) hacía pensar que esto efectivamente podía estar sucediendo. Sin embargo, la muestra de Solomon et al. (1997) no contaba un número suficiente de galaxias en cada uno de los distintos tipos tipos de actividad nuclear y fases de interacción como para permitir comprobar dicha posibilidad. Debido a esto, nuestro grupo realizó nuevas observaciones de la línea CO(1 – 0) en una muestra mayor de LIRGs y ULIRGs, seleccionada de tal forma que incluyera un número estadísticamente significativo de galaxias en cada uno de los distintos tipos de actividad nuclear y fases de interacción. Dichas observaciones son las que se han venido analizando a lo largo de todo este capítulo. En la figura 5.15a se ha representado cómo varía la luminosidad infrarroja en función de la luminosidad de la línea CO(1 – 0) para nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs, la muestra de Solomon et al. (1997) y la muestra de galaxias espirales normales (LIR < 1011 L ), LIRGs y ULIRGs estudiada por Gao & Solomon (2004a,b). Esta figura es prácticamente igual que la figura 3.2a, con la única excepción de que hemos incluido nuestras nuevas observaciones de CO. Las conclusiones que se pueden extraer de esta figura son también muy parecidas a las que ya discutimos en la sección 3.2.2. Las 0 galaxias infrarrojas no siguen la correlación lineal entre LIR y LCO(1−0) definida por las galaxias espirales normales y tienen luminosidades infrarrojas mucho mayores de las que les correspondería por su luminosidad de CO. Esto se traduce en que la eficiencia 0 de formación estelar de su gas molecular (∝ LIR /LCO(1−0) ) es como mínimo un orden de magnitud mayor que en las galaxias espirales de menor luminosidad (figura 5.15b). 0 De hecho, la mayoría de las ULIRGs tienen valores del cociente LIR /LCO(1−0) mucho mayores de los observados nunca en las nubes moleculares gigantes de nuestra galaxia (regiones sombreadas en las figuras 5.15a y 5.15b).

1013

a) ●●

LIR [ LSUN ]

1012

● ● ● ●● ● ● ● ● ● ●● ● ● ●● ● ● ● ●● ● ● ●● ● ● ● ● ● ● ●● ● ● ●● ●●●●●●●● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●●● ●● ● ● ●●●● ●●● ● ● ●●●● ● ● ● ● ● ● ● ●

1011

1010

LIR L' CO(1−0) [ LSUN (K km s−1 pc2)−1 ]

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

103

135

● ● ● ● ● ●● ● ●● ● ● ● ● ● ● ● ●●●●● ●● ●● ●● ●●● ● ●●● ● ● ●● ● ● ●●●● ●● ●● ● ●● ● ● ● ● ●● ● ● ●● ● ●●● ●●●●● ● ●● ●●● ● ●● ● ● ● ●●●

b)

102

101

109 108

109

1010

L' CO(1−0) [ K km s−1 pc2 ]

109

1010

1011

1012

1013

LIR [ LSUN ]

Figura 5.15: a) Luminosidad infrarroja (∝ SFR) frente a la luminosidad de la línea CO(1 – 0) (∝ Mgas ) para nuestra muestra de galaxias (puntos negros), la muestra de LIRGs y ULIRGs de Solomon et al. (1997, círculos), la muestra de galaxias espirales normales (LIR < 1011 L ), LIRGs y ULIRGs de Gao & Solomon (2004a,b, aspas) y la Vía Láctea (Solomon & Rivolo 1989; Scoville & Good 1989, triángu0 medido en varias lo blanco). La región sombreada indica el rango de valores del cociente LIR /LCO(1−0) muestras de nubes moleculares gigantes de nuestra galaxia (Myers et al. 1986; Mooney & Solomon 1988; Scoville & Good 1989; Mead et al. 1990; Carpenter et al. 1990). La línea continua representa el va0 lor medio del cociente LIR /LCO(1−0) de la submuestra de galaxias espirales normales de Gao & Solomon 0 (2004a,b). b) Igual que a) pero para el cociente LIR /LCO(1−0) (∝ SFE) frente a LIR .

En la sección 3.2.2 vimos que estos resultados se pueden interpretar de varias formas. Por un lado, pueden estar indicando que parte de la emisión infrarroja de las LIRGs y las ULIRGs proviene de un AGN oscurecido, lo que desplazaría a estas galaxias de la recta definida por las galaxias espirales de menor luminosidad. Por otro lado, también pueden estar indicando que las propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs difieren de las propiedades del gas molecular en las galaxias espirales normales y que estas diferencias hacen que su gas molecular forme estrellas de una manera mucho más eficiente. Una prueba de esto último sería el hecho de que los cocientes 0 0 LHCN(1−0) /LCO(1−0) sean mayores en las galaxias infrarrojas (§ 3.3.1). En la figura 5.16 hemos vuelto a representar las figuras 5.15a y 5.15b para nuestra muestra de galaxias infrarrojas y la muestra de Solomon et al. (1997), pero en este caso hemos diferenciado entre los distintos tipos de actividad nuclear y fases de interacción. A grandes rasgos, las galaxias más luminosas en el infrarrojo suelen tener también ma0 yores luminosidades de CO, aunque la correlación entre LIR y LCO(1−0) es muy débil. La dispersión entre estas dos magnitudes es mayor incluso que la detectada inicialmente

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

1013

● ●







● ●



● ●

1012

●● ●● ● ● ●● ● ● ●● ●● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ● ● ● ●● ● ● ● ●●●●





109

HII Lin Sy2 Sy1 Inc



LIR [ LSUN ]

● ●



102



● ●

● ●

● ●● ● ● ● ● ● ●● ● ● ●● ● ● ● ● ● ●● ● ● ●●● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●●●

● ●



1010

L' CO(1−0) [ K km s−1 pc2 ]



HII Lin Sy2 Sy1 Inc



● ● ●



1013

LIR [ LSUN ]





109

● ● ● ●● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ●



1012

● ● ●



● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ● ● ●

1010

1013

1012

103

L' CO(1−0) [ K km s−1 pc2 ]

UN FA PI PSI

LIR L' CO(1−0) [ LSUN (K km s−1 pc2)−1 ]

LIR [ LSUN ]



LIR L' CO(1−0) [ LSUN (K km s−1 pc2)−1 ]

136

103 ●



● ●

● ● ● ●



● ● ● ● ● ●







● ● ● ● ● ●● ● ●● ●● ● ●● ● ● ● ● ● ●● ● ● ● ●

102











● ● ●





1012

UN FA PI PSI

1013

LIR [ LSUN ]

0 0 Figura 5.16: LIR frente a LCO(1−0) y LIR /LCO(1−0) frente a LIR para la muestra total de LIRGs y ULIRGs en función del tipo de actividad nuclear (HII = Galaxias HII, Lin = LINER, Sy2 = Seyfert 2, Sy1 = Seyfert 1, Inc = galaxias sin clasificación óptica) y la fase de interacción (UN = núcleo simple o galaxias prácticamente fusionadas, FA = galaxias en un avanzado estado de fusión, PI = par de galaxias en interacción, PSI = par de galaxias sin signos claros de interacción). Las líneas de puntos muestran los resultados de los respectivos ajustes ortogonales.

por Solomon et al. (1997). Sin embargo, y en contra de lo que esperábamos en un principio, esta dispersión no se debe a la mayor variedad de tipos de actividad nuclear y fases de interacción de nuestra muestra, pues no se aprecia de forma clara ninguna di0 ferenciación por grupos. La aparente correlación entre LIR /LCO(1−0) y LIR no es más que 0 un efecto de la falta de correlación entre LIR y LCO(1−0) . Para mostrar este efecto hemos creado dos distribuciones gaussianas totalmente independientes, x e y, con los valores 0 medios y las desviaciones estándar de las distribuciones de LCO(1−0) y LIR de la muestra

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

1013

137

103



● ●

● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ● ● ● ●●● ●● ● ●● ● ● ●● ● ● ● ● ● ● ●● ●● ● ● ●● ● ●● ● ● ●● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●

y



1012 ● ●







● ●





● ●



102



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● ● ● ●● ●● ● ●●● ● ●● ● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ● ● ●● ● ● ● ● ● ●●● ●● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ● ● ● ● ●● ● ●● ●●

y/x

● ● ● ● ●

● ●● ●





● ●● ●

109

1010

x





● ● 12

1013

10

y

Figura 5.17: Ejemplo de falsa correlación entre dos distribuciones gaussianas x e y totalmente indepen0 dientes construidas con los valores medios y las desviaciones estándar de las distribuciones de LCO(1−0) y LIR de nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs. Las líneas de puntos muestran los resultados de los respectivos ajustes ortogonales.

total de LIRGs y ULIRGs. En la figura 5.17 se ha representado a un lado y frente a x, y al otro lado y/x frente a y. Los resultados son similares a los observados en la figura 5.16, 0 por lo que descartamos cualquier tipo de dependencia entre LIR /LCO(1−0) y LIR que no sea la dependencia lineal obvia entre LIR y LIR . Uno de los resultados más interesantes de nuestro estudio se muestra en la figura 5.18a, en la que hemos representado para la muestra total de galaxias infrarrojas 0 el cociente de luminosidades LIR /LCO(1−0) frente a la anchura a media altura del ajuste gaussiano de la línea CO(1 – 0), ∆VG . Puede verse que, exceptuando la galaxia HII IRAS 20414–1651, todas las galaxias infrarrojas con ∆VG > 300 km s−1 presentan a su 0 vez valores del cociente de luminosidades LIR /LCO(1−0) menores de 280 L L0 −1 , mien0 tras que las galaxias con LIR /LCO(1−0) > 280 L L0 −1 tienen perfiles de CO estrechos con ∆VG < 300 km s−1 . Las luminosidades infrarrojas de algunas de las galaxias de la figura 5.18a son en realidad cotas superiores a su valor verdadero, debido a que por lo menos una de sus densidades de flujo a 12, 25, 60 y 100 µm no fue detectada por IRAS. En la 0 figura 5.18b se ha vuelto a representar el cociente LIR /LCO(1−0) frente a ∆VG , pero en este caso sólo para aquellas galaxias con las cuatro densidades de flujo IRAS bien determinadas. Aunque el número de puntos es ahora mucho menor, la tendencia observada en la figura 5.18a se mantiene, por lo que podemos considerarla real.

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

1000

a)



800 ●

● ● ●

600 ●

HII Lin Sy2 Sy1 Inc





400

● ●







● ● ● ● ● ● ● ●● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ● ●

200

● ● ● ●

0

LIR L' CO(1−0) [ LSUN (K km s−1 pc2)−1 ]

LIR L' CO(1−0) [ LSUN (K km s−1 pc2)−1 ]

138

1000

b)



800 ●

● ●

HII Lin Sy2 Sy1 Inc

600 ● ●

400







200

● ●





● ●

0 100

200

300

400

∆VG [ km s−1 ]

500

600

100

200

300

400

500

600

∆VG [ km s−1 ]

0 Figura 5.18: a) LIR /LCO(1−0) frente a la anchura a media altura del ajuste gaussiano de la línea CO(1 – 0), ∆VG , para la muestra total de LIRGs y ULIRGs en función del tipo de actividad nuclear (HII = Galaxias HII, Lin = LINER, Sy2 = Seyfert 2, Sy1 = Seyfert 1, Inc = galaxias sin clasificación óptica). Las rectas 0 horizontal y vertical marcan los valores LIR /LCO(1−0) = 280 L L0 −1 y ∆VG = 300 km s−1 , respectivamente. b) lo mismo que a) pero sólo se han representado aquellas galaxias en las que las cuatro densidades de flujo IRAS a 12, 25, 60 y 100 µm están bien determinadas.

En varias ocasiones a lo largo de este capítulo hemos encontrado que era posible explicar alguno de los resultados observados en nuestra muestra de galaxias infrarrojas a través de un fenómeno de absorción sobre la emisión de la galaxia producido por el disco o toroide de polvo y gas molecular trazado por la emisión de la línea CO(1 – 0). La anchura del perfil de CO la interpretamos en esos casos como una medida de la inclinación del disco/toroide de gas molecular, de tal forma que cuanto mayor es la inclinación, tanto mayor es la anchura del perfil y tanto mayor es la opacidad del medio en la dirección de observación. Lo más probable es que las tendencias observadas en las figuras 5.18a y 5.18b no sean sino una manifestación más de este efecto. Las galaxias con mayores anchuras de la línea CO(1 – 0) son también las que sufren una mayor absorción de su emisión infrarroja, por lo que sus cocientes de luminosidades 0 LIR /LCO(1−0) son sistemáticamente menores. Para que el efecto de la absorción dependa de forma significativa de la inclinación del disco/toroide de gas molecular es necesario que la emisión infrarroja provenga de una región situada en el centro de la galaxia, con un tamaño mucho menor que el de la distribución del gas molecular. Con el fin de estudiar este resultado en más detalle, en la figura 5.19 hemos representado las luminosidades monocromáticas IRAS a 12, 25, 60 y 100 µm de la muestra total

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

139

Todas las galaxias ● ●● ●● ● ● ●● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ● ●● ● ● ● ● ● ● ●● ● ●● ●● ● ●● ● ● ●● ● ● ● ●●●● ● ● ●● ●● ● ● ● ● ● ● ●● ● ● ● ● ● ● ●

16

15



log (ν νLν) [ LSUN ]

14

13

12

● ● ●●



11







● ●

● ● ● ● ●

● ●







● ●

● ●





●● ●



10 100

200

300

400 −1

∆VG [ km s

500

600

]

Galaxias Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER ● ●● ● ● ● ●● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ●● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ● ● ● ● ●



16



16



● ● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ●● ● ●

●● ●

● ● ●

15

14

13

12





log (ν νLν) [ LSUN ]

log (ν νLν) [ LSUN ]

15

Galaxias HII

14

13

12



● ●●

● ●

● ●

11





● ● ●

● ● ●



● ●

11





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● ●

10

10 100

200

300

400

∆VG [ km s−1 ]

500

600

100

200

300

400

500

600

∆VG [ km s−1 ]

Figura 5.19: Anticorrelaciones entre las luminosidades infrarrojas IRAS a 12 µm (puntos negros), 25 µm (aspas), 60 µm (triángulos) y 100 µm (círculos) y la anchura a media altura del ajuste gaussiano de la línea CO(1 – 0), ∆VG . Las luminosidades a 25, 60 y 100 µm se han desplazado respectivamente 1.5, 2.5 y 4 unidades en el eje y para evitar el solapamiento. Las líneas de puntos muestran los resultados de los respectivos ajustes ortogonales.

140

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

de galaxias infrarrojas en función de la anchura a media altura de la línea CO(1 – 0). Se han representado únicamente aquellas galaxias para las que se dispone de una buena detección de CO, de tal modo que las galaxias detectadas de forma tentativa no se han incluido. También se han eliminado los puntos para los cuales el valor de la densidad de flujo IRAS es una cota superior al valor verdadero (factor de calidad IRAS igual a uno). Esto explica el hecho de que existan muchos más puntos a 60 µm que a 12 µm. Algunas de nuestras galaxias se han observado también con el satélite ISO en las bandas centradas a 12, 25 y 60 µm (Klaas et al. 2001). Para esas galaxias se han adoptado prioritariamente las densidades de flujo determinadas con IRAS y sólo se han tomado las densidades de flujo del satélite ISO cuando las densidades de flujo de IRAS eran cotas superiores al valor verdadero. Puede verse en la figura 5.19 que las luminosidades monocromáticas de las galaxias infrarrojas disminuyen a medida que aumenta la anchura de la línea CO(1 – 0) y que la disminución es mucho más pronunciada para las longitudes de onda más cortas. Esto es lo que uno esperaría de ser cierta la interpretación del efecto de absorción sobre la emisión infrarroja de las galaxias, pues si el polvo interestelar en las LIRGs y las ULIRGs tiene las mismas propiedades que en la Vía Láctea, τ12 µm > τ25 µm > τ60 µm > τ100 µm (e.g., Draine 2003). Además de las anticorrelaciones entre νLν y ∆VG , en la figura 5.19 se puede ver cómo, aparentemente, las galaxias HII se comportan de forma distinta a como lo hacen el resto de los tipos de actividad nuclear (galaxias Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER). Para estas galaxias la anticorrelación no existe y no se aprecia ningún tipo de dependencia entre sus luminosidades infrarrojas y la anchura de la línea CO(1 – 0). Tampoco hemos encontrado ningún tipo de diferenciación entre cada una de las distintas fases de interacción, lo que nos estaría indicando que las anticorrelaciones observadas no son una consecuencia de la fase de evolución de la interacción. En caso de tratarse de un sesgo producido por la selección de la muestra, éste debería ser común a las dos muestras (la nuestra y la de Solomon et al. 1997), pues las anticorrelaciones se observan en ambas por igual. Una forma de reducir la dispersión en las anticorrelaciones de la figura 5.19 es dividiendo las luminosidades monocromáticas a 12, 25, 60 y 100 µm por la luminosidad de la línea CO(1 – 0). El resultado de hacer esto se puede ver en la figura 5.20. La mejora en las anticorrelaciones a 60 y 100 µm es debida a que parte de la dispersión de la figura 5.19 tiene su origen en el hecho de que no todas las galaxias poseen la misma 0 luminosidad intrínseca. Al dividir por LCO(1−0) hemos anulado parte de esa dependencia porque las galaxias más luminosas suelen tener también mayores cantidades de gas

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

141

Todas las galaxias

● ●●● ●● ● ● ●● ● ● ● ● ●● ●● ●●● ● ●●● ●● ● ● ● ●● ● ● ●● ●● ● ● ● ● ● ● ●● ●●● ● ● ●● ● ● ● ● ● ● ● ●● ● ●● ● ● ● ● ● ●

6



log νLν L' CO(1−0) [ LSUN L' ]

5

4

3



2







● ● ●



● ●

1

● ●

● ● ●







200

300





●●



● ●

100



● ●





400

500

600

∆VG [ km s−1 ] Galaxias Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER

● ●● ● ● ●● ●●

6

● ●

● ● ●

● ●



● ● ● ●



4

3

● ● ●





● ●

200

●●

5

4

3

2



300



1







● ●



● ●

100

● ● ● ●

● ●





●● ●● ●● ● ● ● ● ●



● ● ●

1



●●



5





6



log νLν L' CO(1−0) [ LSUN L' ]

log νLν L' CO(1−0) [ LSUN L' ]



●● ● ● ●● ● ●● ● ● ● ● ●● ● ●● ● ●

2

Galaxias HII





400

∆VG [ km s−1 ]



500

600

100

200

300

400

500

600

∆VG [ km s−1 ]

0 Figura 5.20: Anticorrelaciones entre los cocientes de luminosidades νLν /LCO(1−0) a 12 µm (puntos negros), 25 µm (aspas), 60 µm (triángulos) y 100 µm (círculos) y la anchura a media altura del ajuste gaussiano de la línea CO(1 – 0), ∆VG . Los cocientes de luminosidades a 25, 60 y 100 µm se han desplazado respectivamente 1.5, 2.5 y 4 unidades en el eje y para evitar el solapamiento. Las líneas de puntos muestran los resultados de los respectivos ajustes ortogonales. Las líneas continuas de las dos últimas figuras muestran los mejores ajustes de los modelos de emisión infrarroja concentrada y distribuida respecto al toroide/disco de CO descritos en los apéndices A, B y C.

142

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

Galaxias Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER

● ●

6

●● ●





● ●







4

3

● ● ●



●● ●●

●●

● ● ● ●



4

3

2 ●



● ●

1



● ●

● ●







200

300







100



5



1

● ● ●●

● ●

5



● ● ●



log νLν L' CO(1−0) [ LSUN L' ]

log νLν L' CO(1−0) [ LSUN L' ]





●● ● ● ●

6

● ●



2

Galaxias Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER



400

∆VG [ km s−1 ]

500

600

100

200

300

400

500

600

∆VG [ km s−1 ]

0 Figura 5.21: Anticorrelaciones entre los cocientes de luminosidades νLν /LCO(1−0) a 12 µm (puntos negros), 25 µm (aspas), 60 µm (triángulos) y 100 µm (círculos) y la anchura a media altura del ajuste gaussiano de la línea CO(1 – 0), ∆VG , para las galaxias de los tipos de actividad nuclear Seyfert 1, Seyfer 2 y 0 0 LINER. Se ha separado entre las galaxias con LCO(1−0) < 5.5 × 109 L0 (izquierda) y LCO(1−0) > 5.5 × 109 L0 (derecha). Los cocientes de luminosidades a 25, 60 y 100 µm se han desplazado respectivamente 1.5, 2.5 y 4 unidades en el eje y para evitar el solapamiento. Las líneas de puntos muestran los resultados de los respectivos ajustes ortogonales al conjunto de datos de la muestra total de galaxias, sin diferenciar por luminosidades de CO.

0 molecular. Sin embargo, pese a haber dividido por LCO(1−0) la dispersión en las anticorrelaciones a 12 y 25 µm sigue siendo considerable. La causa principal de esto es que para una inclinación dada, la opacidad del medio interestelar depende de la cantidad de gas molecular de la galaxia (figura 5.21). Dado que la opacidad disminuye con la longitud de onda, este último efecto es mucho más importante a 12 y 25 µm que a 60 y 100 µm.

De forma cualitativa, el efecto de absorción de la emisión infrarroja descrito anteriormente explica muy bien el comportamiento observado en las galaxias de tipo Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER, pero deja sin explicar el comportamiento de las galaxias HII. En estas galaxias la intensidad de la emisión infrarroja es independiente de la anchura de la línea de CO. Según esta interpretación, esto querría decir que su opacidad en el rango infrarrojo no es muy elevada, lo cual entra en contradicción con el hecho de que la cantidad de gas molecular de las galaxias HII es semejante a la del resto de los tipos de

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

143

actividad nuclear (ver la figura 5.6). Otra posibilidad es que la distribución relativa de la emisión infrarroja y el gas molecular sea diferente en las galaxias HII y las galaxias Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER. Por ejemplo, la dependencia de los efectos de la opacidad con la inclinación del disco de gas molecular disminuye si se considera que la emisión infrarroja de las galaxias HII se encuentra distribuida de manera uniforme a lo largo de todo el disco de CO. Con el fin de calcular de forma cuantitativa los efectos de la absorción del polvo sobre la emisión infrarroja de las LIRGs y ULIRGs, hemos elaborado dos modelos de absorción de la emisión infrarroja para estas galaxias. El primero, al que hemos llamado modelo de emisión infrarroja concentrada, supone que toda la emisión infrarroja de la galaxia se encuentra concentrada en el centro de un toroide de gas y polvo en rotación trazado por la emisión de la línea CO(1 – 0). El segundo, al que hemos llamado modelo de emisión infrarroja distribuida, supone que las fuentes de emisión infrarroja se encuentran distribuidas a lo largo de todo el disco de CO. Estos dos modelos están explicados en más detalle en los apéndices A, B y C. Los resultados de sus respectivos ajustes a los datos experimentales de las galaxias Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER, y las galaxias HII se han representado mediante líneas continuas en los dos últimos paneles de la figura 5.20. Las conclusiones extraídas de los ajustes son muy importantes en lo que se refiere a la distribución del gas molecular y el origen de la emisión infrarroja en las LIRGs y las ULIRGs. Según estos modelos, el conjunto total de las galaxias infrarrojas se puede dividir en dos grupos bien diferenciados, dependiendo de la distribución relativa de las fuentes de emisión infrarroja y el gas molecular. El primer grupo estaría compuesto por las galaxias clasificadas en el óptico como de tipo HII. En estas galaxias la luminosidad infrarroja estaría distribuida a lo largo de todo el disco de gas molecular y la mayor parte de su emisión infrarroja se debería a la formación de estrellas. En el segundo grupo se encontrarían las galaxias de los tipos de actividad nuclear Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER. Estas galaxias tendrían la mayor parte de su emisión infrarroja concentrada en el centro de un toroide de gas y polvo. El origen de su emisión infrarroja no está tan claro, podría ser un starburst circunnuclear, la emisión del disco de acreción de un agujero negro supermasivo o la acción combinada de ambos fenómenos. Las opacidades a 12, 25, 60 y 100 µm deducidas del modelo de emisión infrarroja concentrada son muy elevadas (τ12 µm ' 2.2, τ25 µm ' 1.6, τ60 µm ' 1.3 y τ100 µm ' 0.9 para la máxima inclinación del toroide), lo que concuerda con que muchas de estas fuentes sean opacas incluso a

144

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

longitudes de onda radio o en rayos X (e.g., Condon et al. 1991b; Vignati et al. 1999; Risaliti et al. 2000; Clemens et al. 2008).

5.4.

Conclusiones finales

A lo largo de todo este capítulo hemos estudiado las propiedades infrarrojas, radio y del gas molecular de un conjunto de 93 galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo. Su clasificación en términos de su actividad nuclear y de su fase de interacción nos ha permitido descubrir muchas características y propiedades de estas galaxias que de otra forma habrían pasado desapercibidas. El catálogo resultante contiene sus características y clasificaciones basadas en datos homogéneos obtenidos tras una exhaustiva revisión de la bibliografía (tablas 5.1, 5.2, 5.3, 5.5 y 5.7). A continuación enumeramos los resultados más relevantes: Hemos observado la emisión de la línea CO(1 – 0) en una muestra de 69 galaxias infrarrojas (principalmente ULIRGs) con el radiotelescopio de 30 metros de IRAM, situado en el observatorio de Pico de Veleta, Granada. De las 69 galaxias observadas se detectaron un total de 63, de las cuales 8 fueron detecciones tentativas. Con estas observaciones se ha aumentado en más de un factor dos el número de galaxias ultraluminosas en el infrarrojo detectadas en CO. A esta muestra le añadimos las observaciones de Solomon et al. (1997), realizadas también con el radiotelescopio de 30 metros de IRAM, dando lugar a una muestra final de 93 LIRGs y ULIRGs. Hemos determinado las características de su emisión aplicando criterios uniformes a la muestra total. Hemos confirmado que las LIRGs y las ULIRGs poseen enormes cantidades de gas molecular en su interior. A modo de comparación, las galaxias infrarrojas tienen en media unas tres veces el contenido de gas molecular de la Vía Láctea. Parece existir una ligera correlación entre la luminosidad de la línea CO(1 – 0) y la fase de interacción de la galaxia. Los pares de galaxias tienen en media mayores luminosidades de CO que el resto de las fases de interacción. Esto nos podría estar indicando que el gas molecular se va consumiendo a medida que avanza el estado de la interacción. Hemos confirmado algunas de las predicciones del modelo unificado (Antonucci 1993) en nuestra muestra de galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2: no hemos encontrado

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

145

diferencias significativas en sus masas de gas molecular, ni en sus luminosidades en el infrarrojo lejano y el radiocontinuo. Sin embargo, sí hemos encontrado diferencias en las anchuras a media altura de sus perfiles de CO (las galaxias Seyfert 2 tienen perfiles más anchos que las galaxias Seyfert 1) y en sus luminosidades infrarrojas a 12 y 25 µm (en media las dos son más intensas en las galaxias Seyfert 1). Hemos interpretado estas diferencias como un efecto de la opacidad del disco/toroide de gas molecular de las galaxias sobre la radiación infrarroja. En las galaxias Seyfert 2 dicho disco se encontraría más inclinado respecto al plano de observación que en las galaxias Seyfert 1, por lo que la opacidad sería mayor en las primeras. Los valores medios de q1.4 GHz y q4.86 GHz de nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs son similares a los encontrados en otras muestras de galaxias menos luminosas, pero la dispersión en los valores de q1.4 GHz y q4.86 GHz es mayor en nuestra muestra. Hemos encontrado que el valor medio del factor q1.4 GHz de las galaxias HII es significativamente mayor (∼2.5) que el encontrado en galaxias menos luminosas (∼2.3), en las que la formación estelar domina las emisión radio e infrarroja. Hemos explicado este resultado a partir de los modelos de starburst de Bressan et al. (2002), según los cuales el mayor valor medio del factor q1.4 GHz en las galaxias HII nos estaría indicando que la emisión infrarroja en estas galaxias se debe a brotes de formación estelar y que estos brotes son muy jóvenes (t < 25 Myr). Con nuestras observaciones hemos confirmado que las galaxias infrarrojas tienen 0 valores del cociente de luminosidad LIR /LCO(1−0) superiores en más de un orden de magnitud a los de las galaxias espirales ricas en gas molecular. De hecho, la mayo0 ría de las ULIRGs tienen cocientes LIR /LCO(1−0) mucho mayores de los observados nunca en las nubes moleculares gigantes de nuestra galaxia. La correlación entre la luminosidad infrarroja total y la luminosidad de la línea CO(1 – 0) es muy débil en nuestra muestra de galaxias infrarrojas. En contra de 0 lo que esperábamos en un principio, la dispersión entre LIR y LCO(1−0) no parece deberse a la gran variedad de tipos de actividad nuclear y fases de interacción incluidos en la muestra. Por último, hemos detectado la existencia de una anticorrelación entre las luminosidades infrarrojas a 12, 25, 60 y 100 µm y la anchura a media altura de la línea CO(1 – 0) para las galaxias Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER. La explicación más sencilla que hemos encontrado es que las anticorrelaciones se deban a un efecto de la opacidad del polvo sobre la emisión infrarroja de las galaxias. Mediante modelos

146

Caracterización de una muestra de LIRGs y ULIRGs

simples hemos encontrado que el conjunto total de las galaxias infrarrojas se puede dividir en dos grupos bien diferenciados, dependiendo de la distribución relativa de las fuentes de la emisión infrarroja y el gas molecular. El primer grupo estaría compuesto por las galaxias clasificadas en el óptico como de tipo HII. En estas galaxias la luminosidad infrarroja estaría distribuida a lo largo de todo el disco de gas molecular y la mayor parte de su emisión infrarroja se debería a la formación de estrellas. En el segundo grupo se encontrarían las galaxias de los tipos de actividad nuclear Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER. Estas galaxias tendrían la mayor parte de su emisión infrarroja concentrada en el centro de un toroide de gas y polvo. El origen de su emisión infrarroja no está tan claro, podría ser un starburst circunnuclear, la emisión del disco de acreción de un agujero negro supermasivo o la acción combinada de ambos fenómenos.

6 Distribución del gas molecular en IRAS 10190+1322 Las observaciones interferométricas de la emisión de CO realizadas a lo largo de los últimos veinte años en varias muestras de galaxias ultraluminosas en el infrarrojo han demostrado que la mayor parte de su gas molecular se suele concentrar en los kiloparsecs centrales de las galaxias, distribuido en forma de discos o anillos en rotación (§ 3.2.3). Las fuentes observadas en estos estudios se encuentran casi siempre en los instantes finales de la interacción, cuando los núcleos de las galaxias ya se han fusionado o están a punto de hacerlo. Esto se debe sobre todo a que la mayoría (60 %) de las ULIRGs tienen separaciones nucleares menores de 2 kpc (§ 2.2.1) y a que con los interferómetros milimétricos actuales sólo se pueden estudiar con el requerido nivel de detalle las galaxias más cercanas y brillantes. Sin embargo, es importante comprobar que las conclusiones extraídas de estas observaciones se pueden aplicar también a la submuestra de ULIRGs en las que los núcleos de las galaxias en interacción están aún separados por varios kiloparsecs. Hasta la fecha, los dos únicos estudios que se han efectuado en esa dirección son los de Dinh-V-Trung et al. (2001) y Evans et al. (1999, 2000, 2002). Los primeros observaron con el interferómetro BIMA una muestra de seis ULIRGs con separaciones nucleares mayores de 20 kpc, mientras que los segundos utilizaron el interferómetro OVRO para observar una muestra de cinco ULIRGs con separaciones nucleares entre 3.5 y 5.5 kpc. Como resultado principal encontraron que en la mayoría de los casos estudiados el grueso del gas molecular del sistema se concentraba en una de las galaxias implicadas en la interacción. Esa galaxia era casi siempre la más oscurecida de las dos y la que presentaba un mayor grado de actividad nuclear en el óptico (clasificación LINER o Seyfert). Sólo en dos ocasiones detectaron la emisión molecular de las dos galaxias del par. La escasa resolución angular de las observaciones, ≥ 400 en el caso de Dinh-VTrung et al. (2001) y ≥ 200 en el caso de Evans et al. (1999, 2000, 2002), no les permitió

147

148

Distribución del gas molecular en IRAS 10190+1322

sin embargo obtener resultados concluyentes sobre la distribución y cinemática del gas molecular en el interior de las galaxias detectadas. Para ello son necesarias resoluciones espaciales menores de 2 kpc, lo que a la distancia de las ULIRGs en cuestión equivale a resoluciones angulares menores del segundo de arco. En este capítulo presentamos las observaciones de elevada resolución angular de las líneas CO(1 – 0) y CO(2 – 1) efectuadas sobre la galaxia ultraluminosa en el infrarrojo IRAS 10190+1322 con el interferómetro milimétrico de Plateau de Bure. Esta ULIRG está compuesta por dos galaxias espirales en interacción separadas 6 kpc en la dirección noreste-suroeste (NE-SW). Las imágenes del sistema en el infrarrojo cercano (Murphy et al. 2001b; Kim et al. 2002; Imanishi et al. 2006a; Dasyra et al. 2006a) y el radiocontinuo (Crawford et al. 1996; White et al. 1997; Nagar et al. 2003) indican que la galaxia situada en la posición NE es probablemente la responsable de la mayor parte de la luminosidad infrarroja. Dicha luminosidad debe su origen a un reciente brote de formación estelar desencadenado tras el primer acercamiento de las galaxias (Murphy et al. 2001b). Con nuestras observaciones pretendemos, primero, estudiar cómo ha afectado la interacción de las galaxias a la distribución de su gas molecular, segundo, explicar porqué la galaxia NE parece ser la responsable de la mayor parte la luminosidad infrarroja, y tercero, comprobar si las conclusiones derivadas de los estudios de Dinh-V-Trung et al. (2001) y Evans et al. (1999, 2000, 2002) se pueden aplicar también a IRAS 10190+1322. Los resultados de estas observaciones se han publicado en forma de artículo en la revista Astronomy & Astrophysics (Graciá-Carpio et al. 2007). Hemos incluido una copia de dicho artículo al final del capítulo. En él se describe de forma detallada el procedimiento de observación empleado y el análisis de los datos. Resumimos a continuación los resultados más importantes derivados de las observaciones: Hemos detectado y resuelto espacialmente la emisión de las líneas CO(1 – 0) y CO(2 – 1) en las dos galaxias espirales de IRAS 10190+1322. La luminosidad de 0 la línea CO(1 – 0) en similar en las dos galaxias, LCO(1−0) ∼ 5 × 109 K km s−1 pc2 , lo que quiere decir que las dos contienen aproximadamente la misma cantidad de gas molecular, Mgas ∼ 4 × 109 M . Sin embargo, la distribución del gas molecular en cada una de ellas es muy diferente: en la galaxia NE el gas molecular está mucho más concentrado que en la galaxia SW. De los diagramas posición-velocidad de las líneas CO(1 – 0) y CO(2 – 1) hemos estimado que el gas molecular de la galaxia NE se encuentra distribuido en forma

Distribución del gas molecular en IRAS 10190+1322

149

de anillo o disco en rotación con un radio aproximado de 0.9 kpc. La masa dinámica de la galaxia dentro de ese radio es Mdyn ∼ 4 × 1010 M , un 11 % de la cual es gas molecular. Aplicando el mismo procedimiento a la galaxia SW hemos determinado un radio de CO de 3.7 kpc, una masa dinámica Mdyn ∼ 5 × 1010 M y una fracción de gas molecular Mgas /Mdyn ∼ 7 %. Dado que las dos galaxias tienen la misma cantidad de gas molecular y una fracción de gas molecular similar, la concentración del gas molecular en la galaxia NE parece ser la responsable de su luminosidad infrarroja. Dicha concentración explica también el que galaxia NE sufra una mayor absorción en el óptico que la galaxia SW (Murphy et al. 2001b). Rupke et al. (2002) clasificaron en el óptico a la galaxia NE como de tipo LINER y a la galaxia SW como de tipo HII. Por lo tanto, en contra de los resultados de Dinh-V-Trung et al. (2001) y Evans et al. (1999, 2000, 2002), la galaxia más activa en IRAS 10190+1322 no es la que presenta una mayor cantidad de gas molecular, sino la que tiene su gas molecular más concentrado. A la tasa actual de formación estelar (SFR ∼ 195 M yr−1 , Farrah et al. 2003) la galaxia NE habrá consumido todo su gas molecular en unos 20 Myr. Este periodo de tiempo es menor que el requerido para que los núcleos de las dos galaxias vuelvan a aproximarse (≥ 50 Myr). Tras este segundo acercamiento, la concentración del gas molecular de la galaxia SW podría desencadenar una nueva fase ultraluminosa en IRAS 10190+1322, bien mediante un nuevo brote de formación estelar o la activación de un AGN.

150

c ESO 2007 

Astronomy & Astrophysics

Extended baselines for the IRAM Plateau de Bure interferometer: First results

Special feature

A&A 468, L67–L70 (2007) DOI: 10.1051/0004-6361:20077448

Letter to the Editor

Sub-arcsecond CO(1–0) and CO(2–1) observations of the ultraluminous infrared galaxy IRAS 10190+1322 J. Graciá-Carpio1 , P. Planesas1 , and L. Colina2 1 2

Observatorio Astronómico Nacional (OAN), Observatorio de Madrid, Alfonso XII 3, 28014 Madrid, Spain e-mail: [j.gracia;p.planesas]@oan.es Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC), Instituto de Estructura de la Materia, Serrano 121, 28006 Madrid, Spain e-mail: [email protected]

Received 9 March 2007 / Accepted 10 April 2007 ABSTRACT

We present the results of high resolution mapping of the CO(1–0) and CO(2–1) emission of the ultraluminous infrared galaxy (ULIRG) IRAS 10190+1322, with the IRAM interferometer, down to an angular resolution of ∼0.3 . This object is composed of two interacting galaxies with a projected nuclear separation of 6 kpc, and was selected to analyze the physical and dynamical properties of the molecular gas in each galaxy in order to study the conditions that lead a galaxy pair to become ultraluminous in the infrared. With the exception of Arp 220, the closest ULIRG, this is the first time that the CO emission is morphologically and kinematically resolved in the two interacting galaxies of a ULIRG system. In one of the galaxies the molecular gas is highly concentrated, distributed in a circumnuclear disk of 1.7 kpc in size. The molecular gas in the presumably less infrared luminous galaxy is distributed in a more extended disk of 7.4 kpc. The molecular gas mass accounts for ∼10% of the dynamical mass in each galaxy. Both objects are rich enough in molecular gas, Mgas ∼ 4 × 109 M , as to experience an infrared ultraluminous phase. Key words. galaxies: interactions – galaxies: ISM – galaxies: starburst – infrared: galaxies – ISM: molecules – radio lines: galaxies

1. Introduction Ultraluminous infrared galaxies (ULIRGs: Lir ≥ 10 L ) present signs of current or past interactions in their optical and near-infrared images in a fraction that approaches 100% (Murphy et al. 1996; Bushouse et al. 2002; Veilleux et al. 2002). The ULIRG phenomenon has been observed along the full interaction phase, from widely separated pairs of galaxies (up to a projected nuclear separation S N ∼ 50 kpc) to advanced and relaxed mergers. However, the distribution of nuclear separations is highly peaked at low values with 60% of the IRAS 1 Jy ULIRG sample having S N < 2.5 kpc (Veilleux et al. 2002). In particular, this has hindered the study of the molecular gas properties in ULIRGs, sub-arcsecond resolution observations being necessary to morphologically and kinematically resolve the emission of the two interacting galaxies. In fact, this has been achieved only in Arp 220, the most nearby ULIRG (Downes & Solomon 1998, hereafter DS98; Sakamoto et al. 1999). To date, there have been two millimeter interferometric surveys devoted to study the molecular gas content of ULIRGs with separated pairs of galaxies, but they have lacked the necessary sensitivity and/or angular resolution to detect and resolve the CO emission of the two galaxies. Dinh-V-Trung et al. (2001) 1

12

 Based on observations carried out with the IRAM Plateau de Bure Interferometer. IRAM is supported by INSU/CNRS (France), MPG (Germany) and IGN (Spain). 1 For the definition of Lir see Table 1 in Sanders & Mirabel (1996). In this paper we will assume a flat Λ-dominated cosmology described by H0 = 71 km s−1 Mpc−1 and Ωm = 0.27 (Spergel et al. 2003).

detected CO(1–0) emission with the BIMA array in five out of six targets (20 kpc < SN < 51 kpc), but only in one component of the ULIRG pairs. Interferometric observations with the OVRO array of five double nuclei ULIRGs (3 kpc < S N < 5 kpc) by Evans et al. (2002) have succeeded in detecting the CO(1–0) emission of both nuclei in two cases, but did not resolve their individual molecular gas distributions. The overall conclusion of all these observations, mostly derived from upper limits, was that >2/3 of the molecular gas mass lies around one of the nuclei, being this nucleus the most active of the two (LINER or Seyfert optical classification). Additional observations are required to confirm or reject this conclusion. The recent upgrade of the IRAM Plateau de Bure Interferometer (PdBI) to larger baselines currently allows this sort of studies. IRAS 10190+1322 (Lir = 1012 L at DL = 340 Mpc) is composed of two interacting galaxies with a projected nuclear separation of 6 kpc (4 ). The south-west (SW) galaxy is brighter than the north-east (NE) galaxy in the optical but the latter is brighter in the near-infrared (Murphy et al. 2001; Kim et al. 2002; Imanishi et al. 2006; Dasyra et al. 2006). At 15 GHz Nagar et al. (2003) detected compact radio continuum emission only in the NE galaxy. The system was not spatially resolved at 4.86 GHz and 1.4 GHz by Crawford et al. (1996) and White et al. (1997), but the radio continuum distributions peak towards the NE galaxy position. All these observations point to the NE galaxy to host the bulk of the mid- and far-infrared luminosity of IRAS 10190+1322. However, Imanishi et al. (2007) found that the Spitzer 5.2–14.5 µm spectra of the NE galaxy is only slightly brighter than that of the SW galaxy. Murphy et al. (2001)

Article published by EDP Sciences and available at http://www.aanda.org or http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:20077448

151

L68

J. Graciá-Carpio et al.: Sub-arcsecond CO observations of IRAS 10190+1322 200 4

a)

CO(1−0)

3

4

8

CO(1−0)

3

NE

100

2 6

1 0 4 −1

δJ2000 ( arcsec )

2

δJ2000 ( arcsec )

b)

SW

−2

0 −100 −1 −2 −200

2

−3

0

1

−3

−4

−4

4

3

2

1

0

−1

−2

−3

−4

−300

4

3

2

αJ2000 ( arcsec )

4

1

0

−1

−2

−3

−4

αJ2000 ( arcsec )

c)

CO(2−1)

4

d)

CO(2−1)

200

15 3

3

2

2

1

10

0 −1 −2

5

−3

δJ2000 ( arcsec )

δJ2000 ( arcsec )

100

0

1 0

−100 −1 −2 −200 −3

−4

−300

−4 0 4

3

2

1

0

−1

−2

−3

−4

4

αJ2000 ( arcsec )

3

2

1

0

−1

−2

−3

−4

αJ2000 ( arcsec )

Fig. 1. a) CO(1–0) integrated intensity map of IRAS 10190+1322 at the reference position (αJ2000 , δJ2000 ) = (10h 21m 42.s 6, 13◦ 06 54. 4). Contours for the CO integrated intensity are 1σ, 2σ, 4σ, 6σ and 9σ to 39σ in steps of 6σ (1σ = 0.21 Jy km s−1 beam−1 ). The synthesized beam size, shown in the bottom left corner, is 1.22 × 0.57 with a position angle of 27◦ . The black crosses mark the central position of the NE and SW galaxies (see Table 1) determined by elliptical Gaussian fits in the uv plane. b) CO(1–0) velocity map relative to the redshift of observation (zobs = 0.07656). Contours for the CO velocity are −300 to 200 km s−1 in steps of 50 km s−1 . The straight lines indicate the position angle of the mayor axis in each galaxy estimated from the velocity channel maps. c) CO(2–1) integrated intensity map. Contours for the CO integrated intensity are 1σ, 2σ, 4σ, 6σ and 9σ to 33σ in steps of 6σ (1σ = 0.45 Jy km s−1 beam−1 ). The synthesized beam size is 0.61 × 0.28 with a position angle of 21◦ . d) CO(2–1) velocity map. Contours for the CO velocity are −300 to 200 km s−1 in steps of 50 km s−1 . In order to show the more extended and weaker emission coming from the SW galaxy, the moment maps have been derived applying a 3σ–clipping to each channel of the CO(1–0) and CO(2–1) clean maps in the velocity range between −360 and 240 km s−1 .

obtained Paα images of both galaxies and concluded that the emission in the NE galaxy is more compact and absorbed than in the SW galaxy. This result agrees with their kinematical analysis where the two galaxies are approaching to experience a second encounter after the first close passage, and the NE galaxy has resulted more affected by the interaction than the SW galaxy due to the initial configuration of the encounter. Rupke et al. (2002) classified the NE galaxy as a LINER and the SW galaxy as an HII galaxy. Farrah et al. (2003) modelled the overall spectral energy distribution (SED) of the system and determined that the contribution to Lir from an active galactic nucleus (AGN) could be as high as the 20%. Imanishi et al. (2006, 2007) did not find evidences of an obscured AGN in the L-band and 5.2–14.5 µm spectra of both galaxies.

2. Observations IRAS 10190+1322 (z = 0.07656) was observed with the six antennae of the PdBI in February 2006 in the new extended

152

A configuration (baselines up to 760 m). The 3 mm and 1 mm receivers were tuned to the CO(1–0) and CO(2–1) redshifted lines at 107.074 GHz and 214.143 GHz, respectively. The system temperatures were 140 K for CO(1–0) and 250 K for CO(2–1). Four correlator units covered a total bandwidth of 580 MHz at each frequency. Phase and amplitude calibrations were done on nearby quasars. Reduction using the GILDAS software provided data cubes with a resolution of 0.12 /pixel and 0.06 /pixel that were cleaned with the standard method with a velocity resolution of 30 km s−1 . The restored clean beams are 1.22 × 0.57 (PA = 27◦ ) at 2.8 mm and 0.61 × 0.28 (PA = 21◦ ) at 1.4 mm. The rms noise levels in the cleaned maps (at 30 km s−1 velocity resolution) are 1.57 mJy beam−1 for the CO(1–0) line and 4.25 mJy beam−1 for the CO(2–1) line. We tentatively detected 2.8 mm continuum emission of 0.9 mJy, just below the 3σ level, towards the central position of the NE galaxy. This density flux is compatible with the 60 µm and 100 µm IRAS density fluxes of the whole system assuming optically thin grey-body emission

J. Graciá-Carpio et al.: Sub-arcsecond CO observations of IRAS 10190+1322 Table 1. IRAS 10190+1322 main properties.

... 10h 21m 42.s 754(1) ... 13◦ 06 55. 59(1) −1 km s −100(10) Jy km s−1 20(1) Jy km s−1 62(3) km s−1 450(30) ... 0.78(5) kpc 0.9(1) ... 1.3(1) M 4.2(2) × 109 M 4(1) × 1010 ... 0.11(3)

SW Galaxy 10h 21m 42.s 490(4) 13◦ 06 53. 80(5) 40(10) 17(1) 15(2) 360(30) 0.6(1)a 3.7(3) 1.4(2) 3.6(2) × 109 5(2) × 1010 0.07(3)

SCO(1−0) ( Jy )

αJ2000 δJ2000 V − czobs ICO(1−0) ICO(2−1) ∆VCO(1−0) (FWHM) LCO(2−1) /LCO(1−0) RCO Dmajor /Dminor Mgas Mdyn Mgas /Mdyn

NE Galaxy

3. Results Emission of the first two CO rotational transitions has been detected and spatially resolved towards both galaxies. A summary of the observational results is given in Table 1. In Fig. 1 we have plotted the integrated intensity and velocity maps of the two lines. CO(1–0) and CO(2–1) spectra are shown in Fig. 2 and the position-velocity diagrams along the major axis of each galaxy are in Fig. 3. The CO distribution of the NE galaxy is highly concentrated (Figs. 1a and c). Given its compactness, it is not surprising that ∼100% of the CO(1–0) emission of this galaxy is recovered by the interferometer (Fig. 2a). Very likely most of the CO(2–1) emission is also recovered, as the LCO(2−1) /LCO(1−0) luminosity ratio is ∼0.78, similar to the typical luminosity ratios found in normal spiral galaxies (Braine et al. 1993). The emission is resolved in both transitions, but it is in the CO(2–1) intensity map, due to the smaller synthesized beam, that the structure of the galaxy is more clearly seen. The centroid of the molecular gas distribution of the NE galaxy coincides with its 15 GHz radio continuum core (Nagar et al. 2003) within 0.1 . The deconvolved major axis of the CO emitting region (at zero intensity) is 1.7 kpc (1.2 ), similar to the sizes found in ULIRGs in advanced mergers (DS98). From the ratio between the major and minor axis of the CO distribution we derive an inclination for the galaxy of i ∼ 40◦ . The symmetric CO(1–0) line profile and the resolved distribution of the CO(2–1) intensity map (Figs. 2a and 1c) hint

b)

0.05

0.2

NE

SW

c)

d)

0.1

NE

0

CO luminosities have been computed using equation 3 in Solomon et al. (1997). Numbers in parentheses indicate estimated measurement errors in units of the last significant figures. a Corresponding to the central region (RCO = 1.1 kpc) of the SW galaxy.

with a dust temperature T dust ∼ 38 K and a spectral index of the dust absorption coefficient β ∼ 1.4. IRAS 10190+1322 was also observed with the IRAM 30 meter telescope in June 2006. We used 2 SIS 3 mm receivers to observe the 2 polarizations simultaneously at 107.074 GHz. At this frequency, the telescope half-power beam width was 23 and the antenna temperature to flux conversion factor was S /T a∗ = 6.3 Jy/K. During the observations the typical system temperature was 170 K (on the T a∗ scale). The observations were done in wobbler switching mode, with reference positions offset by 2 in azimuth. Two 1 MHz filter banks provided a total bandwidth of 512 MHz, or about 1400 km s−1 .

a)

0

SCO(2−1) ( Jy )

Unit

0.1

L69

−400

−200

SW 0

200

v − czobs ( km s−1 )

−400

−200

0

200

v − czobs ( km s−1 )

Fig. 2. a) IRAM 30 m telescope CO(1–0) spectrum of IRAS 10190+1322 complex (light grey). The CO(1–0) line profile of the NE galaxy observed with the PdBI is represented in dark grey at the same panel. b) The result of the substraction of the NE galaxy PdBI CO(1–0) line to the total single dish CO(1–0) line is shown in light grey. In dark grey we plot the PdBI CO(1–0) line spectrum of the SW galaxy. c) and d) PdBI CO(2–1) line profiles of the NE and SW galaxies, respectively. The PdBI spectra of each galaxy were derived integrating inside the area that includes all pixels with an emission >3σ in any of the 30 km s−1 channel maps.

that the molecular gas is distributed in a circumnuclear disk or ring. If such were the case, the asymmetric CO(2–1) line profile (Fig. 2c) could be explained by a differential excitation or by some missing flux at the velocity range between 0 to 200 km s−1 . The CO(2–1) position-velocity diagram along the mayor axis of the galaxy shows a linear increment of the radial velocity as a function of the distance to the center up to RCO = 0.6 (Fig. 3a). The terminal rotational velocity at this distance from the nucleus is ∼275 km s−1 (cf. Figs. 2a and 3a). Therefore, we derive a dynamical mass corrected from inclination of 4 × 1010 M . The molecular gas mass in the same region estimated from the CO(1–0) flux, and assuming a conversion factor α = 0.8 M (K km s−1 pc2 )−1 suitable for ULIRGs (DS98), is Mgas = 4.2 × 109 M , i.e. 11% of the dynamical mass. The molecular gas distribution of the SW galaxy is more extended than that of the NE galaxy, with a compact peak that remains detected even at the highest resolution. The deconvolved size of the major axis of the large CO(1–0) emitting region is 7.4 kpc. From the ratio between the major and minor axis of the CO distribution we derive an inclination for the galaxy of i ∼ 45◦ . In Fig. 2b we compare the deduced single beam CO(1– 0) spectrum of the SW galaxy with the CO(1–0) line emission detected by the PdBI. We estimate that ∼100% of the CO(1– 0) emission of the galaxy is recovered by the interferometer. However, probably most of the extended CO(2–1) line emission of the galaxy is lost due to the higher frequency of the CO(2–1) transition. In fact the LCO(2−1) /LCO(1−0) luminosity ratio calculated in the central 2.2 kpc of the galaxy is ∼0.6, a low value when compared to those found in spiral galaxies. The double horned CO(1–0) and CO(2–1) line profiles of the SW galaxy (Figs. 2b and d) hint that the molecular gas is

153

L70

J. Graciá-Carpio et al.: Sub-arcsecond CO observations of IRAS 10190+1322 200

300

0.06

b)

a) 0.05

100

200

0 0.03 −100 0.02 −200

0.010

SW

0.04

v − czobs ( km s−1 )

v − czobs ( km s−1 )

NE

100 0.005

0

0.01

0.000 −100

−300

−400 −1.0

0.00

−0.01 −0.5

0.0

0.5

1.0

−0.005 −200 −3

offset ( arcsec )

−2

−1

0

1

2

3

offset ( arcsec )

Fig. 3. a) CO(2–1) position-velocity diagram of the NE galaxy along the direction of its major axis (see Fig. 1d) at a velocity resolution of 30 km s−1 . Contours for the CO intensity are 3σ to 13σ in steps of 2σ (1σ = 4.25 mJy beam−1 ). The black cross marks the central position and velocity of the NE galaxy as measured in the CO(1–0) map. b) CO(1–0) position-velocity diagram of the SW galaxy along the direction of its major axis (see Fig. 1b) at a velocity resolution of 30 km s−1 . Contours for the CO intensity are 3σ to 9σ in steps of 2σ (1σ = 1.57 mJy beam−1 ). The black cross marks the central position and velocity of the SW galaxy as measured in the CO(1–0) map.

distributed in a circumnuclear disk or ring. The position-velocity diagram along the mayor axis of the galaxy in the CO(1–0) transition is plotted in Fig. 3b. The radial velocity increases as a function of the distance to the center up to RCO = 0.8 and then remains constant up to RCO = 2.6 (3.7 kpc). The terminal rotational velocity is ∼170 km s−1 (cf. Figs. 2b and 3b), therefore we derive a dynamical mass of 5 × 1010 M within this radius. The molecular gas mass in the same region is Mgas = 3.6 × 109 M and Mgas /Mdyn ∼ 7%.

the concentration of the molecular gas in the central region of the SW galaxy and the restarting of the ULIRG phase with a new starbursting event. Acknowledgements. We thank M. Imanishi for fruitful discussion about the relative mid- and far-infrared luminosity of IRAS 10190+1322 nuclei and S. García-Burillo, R. Neri and F. Colomer for their help with the calibration and interpretation of our CO maps. We would also like to thank the referee, A. Beelen, for his useful comments which helped to improve the final version of the article. This work has been partially supported by the Spanish MEC and Feder funds under grant ESP2003-04957 and by SEPCT/MEC under grants AYA2003-07584 and AYA2002-01055.

4. Discussion and conclusions From our CO(1–0) interferometric observations of IRAS 10190+1322 we conclude that the two galaxies of the system have similar CO(1–0) luminosities, i.e. similar gas reservoirs. The main difference between them is the more compact molecular gas distribution of the NE galaxy, which is a consequence of the initial configuration of the encounter (see Murphy et al. 2001 for a detailed discussion), being this galaxy the most affected by the interaction. The NE galaxy is classified as a LINER and the SW galaxy as a HII galaxy by Rupke et al. (2002). Therefore, contrary to the Dinh-V-Trung et al. (2001) and Evans et al. (2002) conclusions, we find that the active galaxy does not have the larger molecular gas amount, but a higher concentration of gas in its nuclear region. Farrah et al. (2003) obtained from starburst+AGN model fitting of IRAS 10190+1322 SED a total star formation rate of 195 M yr−1 . At this rate the total molecular gas reservoir of the NE galaxy will be exhausted in ∼20 Myr, considering that the bulk of the star formation takes place in this galaxy (see Sect. 1 and the discussion of our 2.8 mm continuum detection in Sect. 2). This period is shorter than the time needed for the two galaxies to coalesce or experience a second close passage (50 Myr), assuming a transversal velocity of the order of the measured relative radial velocity (∼140 km s−1 , see Table 1). The second encounter or final merger of the system may result in

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References Braine, J., Combes, F., Casoli, F., et al. 1993, A&AS, 97, 887 Bushouse, H. A., Borne, K. D., Colina, L., et al. 2002, ApJS, 138, 1 Crawford, T., Marr, J., Partridge, B., & Strauss, M. A. 1996, ApJ, 460, 225 Dasyra, K. M., Tacconi, L. J., Davies, R. I., et al. 2006, ApJ, 638, 745 Dinh-V-Trung, Lo, K. Y., Kim, D.-C., Gao, Y., & Gruendl, R. A. 2001, ApJ, 556, 141 Downes, D., & Solomon, P. M. 1998, ApJ, 507, 615 Evans, A. S., Mazzarella, J. M., Surace, J. A., & Sanders, D. B. 2002, ApJ, 580, 749 Farrah, D., Afonso, J., Efstathiou, A., et al. 2003, MNRAS, 343, 585 Imanishi, M., Dudley, C. C., Maiolino, R., et al. 2007 [arXiv:astro-ph/0702136] Imanishi, M., Dudley, C. C., & Maloney, P. R. 2006, ApJ, 637, 114 Kim, D.-C., Veilleux, S., & Sanders, D. B. 2002, ApJS, 143, 277 Murphy, Jr., T. W., Armus, L., Matthews, K., et al. 1996, AJ, 111, 1025 Murphy, Jr., T. W., Soifer, B. T., Matthews, K., & Armus, L. 2001, ApJ, 559, 201 Nagar, N. M., Wilson, A. S., Falcke, H., Veilleux, S., & Maiolino, R. 2003, A&A, 409, 115 Rupke, D. S., Veilleux, S., & Sanders, D. B. 2002, ApJ, 570, 588 Sakamoto, K., Scoville, N. Z., Yun, M. S., et al. 1999, ApJ, 514, 68 Sanders, D. B., & Mirabel, I. F. 1996, ARA&A, 34, 749 Solomon, P. M., Downes, D., Radford, S. J. E., & Barrett, J. W. 1997, ApJ, 478, 144 Spergel, D. N., Verde, L., Peiris, H. V., et al. 2003, ApJS, 148, 175 Veilleux, S., Kim, D.-C., & Sanders, D. B. 2002, ApJS, 143, 315 White, R. L., Becker, R. H., Helfand, D. J., & Gregg, M. D. 1997, ApJ, 475, 479

7 Estudio del gas molecular denso en una muestra de LIRGs y ULIRGs (I) En los capítulos anteriores hemos utilizado la emisión de la línea CO(1 – 0) para derivar las propiedades del gas molecular en las galaxias infrarrojas y estudiar su relación con los procesos de formación estelar y actividad nuclear que tienen lugar en su interior. La elevada abundancia de la molécula de CO en el medio interestelar y la baja densidad crítica efectiva de la línea CO(1 – 0), neff ∼ 3 × 102 cm−3 , hacen que la luminosidad de esta transición sea un excelente trazador de la masa total de gas molecular (§ 3.2). Sin embargo, es sólo la componente más densa del gas molecular la que en última instancia interviene en la formación estelar (§ 3.3), por lo que es importante conocer también cuáles son sus propiedades en las LIRGs y las ULIRGs. En nuestra galaxia a la hora de estudiar las propiedades del gas molecular denso se suele recurrir a las transiciones de otras moléculas distintas de CO con mayores densidades críticas efectivas (neff ≥ 104 cm−3 ), como por ejemplo las transiciones rotacionales de las moléculas de CS, HCN y HCO+ . Entre ellas, la molécula de HCN es sin lugar a dudas la más utilizada en los estudios extragalácticos (§ 3.3.1). En dichos estudios se suele suponer que la luminosidad de la línea HCN(1 – 0) es linealmente proporcional a la masa total de gas molecular denso a través de un factor de conversión XHCN cons0 0 tante (§ 3.3.2), por lo que el cociente de luminosidades LHCN(1−0) /LCO(1−0) se interpreta como una medida de la fracción de gas molecular denso de las galaxias. De esta forma Gao & Solomon (2004a,b) encontraron que las LIRGs y las ULIRGs tienen una mayor cantidad de gas molecular denso que las galaxias espirales de menor luminosidad, mientras que en promedio la eficiencia de formación estelar del gas molecular denso, 0 estimada a partir del cociente LIR /LHCN(1−0) , permanece relativamente constante con la luminosidad infrarroja. Es decir, el gas molecular denso produce estrellas con la misma eficiencia independientemente del tipo de galaxia en la cual se encuentre. En base a este resultado Gao & Solomon (2004a,b) concluyeron que la mayor parte de la luminosidad

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Estudio del gas molecular denso en una muestra de LIRGs y ULIRGs (I)

infrarroja de las LIRGs y las ULIRGs tiene su origen en brotes de formación estelar recientes. Las mayores luminosidades de estas galaxias son debidas a que tienen una mayor cantidad de gas molecular denso que las galaxias espirales y no a que exista un AGN contribuyendo de forma significativa a su luminosidad infrarroja total. Sin embargo, como ya vimos en la sección 3.4.1, una mayor luminosidad de la línea HCN(1 – 0) no siempre está asociada a una mayor cantidad de gas molecular denso. Cada vez son más los estudios que demuestran que en los núcleos de algunas galaxias 0 0 Seyfert cercanas el cociente de luminosidades LHCN(1−0) /LCO(1−0) puede alcanzar valores muy superiores a los observados en los discos de formación estelar de esas mismas galaxias y las galaxias starburst (e.g., Tacconi et al. 1994; Kohno et al. 2001, 2008; Krips et al. 2007). Esto podría estar indicando que la radiación procedente del AGN central está afectando de forma significativa a la luminosidad de la línea HCN(1 – 0), bien a través de un aumento de la abundancia de la molécula de HCN (por ejemplo, causado por una XDR, § 3.4) o a través de una modificación de las condiciones de excitación del gas molecular (mediante, por ejemplo, el bombeo infrarrojo de la molécula a un nivel vibracional superior, § 3.5). Sea cual sea la causa principal de dicha variación, estos resultados cuestionan seriamente la fiabilidad de la línea HCN(1 – 0) como trazador de la masa total de gas molecular denso en los núcleos de las galaxias Seyfert en particular y en el resto de las galaxias en general. La emisión de la molécula de HCN en las LIRGs y las ULIRGs puede verse afectada por este mismo tipo de efectos, por lo que es importante comprobar que el factor de conversión XHCN no varía en estas galaxias. La mejor forma de hacer esto es observar la emisión de otros trazadores del gas molecular denso y comparar sus resultados con los de la molécula de HCN. La línea HCO+ (1 – 0) es particularmente interesante en este aspecto porque traza aproximadamente la misma fase del gas molecular que la línea 0 0 HCN(1 – 0) y se ha visto que el cociente de luminosidades LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) aumenta 0 0 en los núcleos de las galaxias Seyfert con cocientes LHCN(1−0) /LCO(1−0) elevados (§ 3.4.1), por lo que en teoría dicho cociente de luminosidades se puede utilizar para identificar la presencia de AGNs oscurecidos en el interior de las LIRGs y las ULIRGs. Además, la línea HCO+ (1 – 0) es lo suficientemente intensa como para poder ser detectada en las LIRGs y las ULIRGs más próximas tras unas pocas horas de integración. Antes del año 2006 las únicas ULIRGs observadas en HCO+ (1 – 0) eran las galaxias Arp 220 y Mrk 231 (Solomon et al. 1992). Ambas presentaban valores del cociente de 0 0 luminosidades LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) muy parecidos a los medidos en las regiones centra-

Estudio del gas molecular denso en una muestra de LIRGs y ULIRGs (I)

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0 0 les de las galaxias Seyfert antes mencionadas (LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) > 1.5), lo cual podía interpretarse como una primera indicación de que la luminosidad de la línea HCN(1 – 0) no es un buen trazador de la masa total de gas molecular denso en las galaxias infrarrojas. Debido a esto nuestro grupo se propuso realizar nuevas observaciones de las líneas HCO+ (1 – 0) y HCO+ (3 – 2) con el radiotelescopio de 30 metros de IRAM en una muestra de 16 galaxias infrarrojas, compuesta por 10 LIRGs y 6 ULIRGs. La muestra se seleccionó de tal forma que cubriera de manera uniforme el rango de luminosidades infrarrojas LIR = 1011.3 –1012.5 L y las fuentes se encontraran a la suficiente distancia (DL ≥ 50 Mpc) como para detectar con un único apuntado del radiotelescopio todo el gas molecular de la galaxia, no sólo su emisión nuclear.

Los resultados de las observaciones se publicaron en forma de artículo en la revista The Astrophysical Journal (Graciá-Carpio et al. 2006). Hemos incluido una copia de dicho artículo al final del capítulo. Resumimos a continuación los principales resultados obtenidos del análisis de las observaciones: Hemos detectado la línea HCO+ (1 – 0) en todas las galaxias de nuestra muestra y la línea HCO+ (3 – 2) en las 10 galaxias más brillantes. Además, hemos detectado la emisión de la línea HCN(1 – 0) en un total de 11 galaxias, de las cuales una, la ULIRG IRAS 12112+0305, no había sido observada en esa transición con anterioridad. Para el resto de las galaxias hemos tomado las detecciones de HCN(1 – 0) de publicaciones anteriores (Solomon et al. 1992; Gao & Solomon 2004a,b). 0 0 0 0 A partir de los cocientes de luminosidades LHCN(1−0) /LCO(1−0) , LHCO + (1−0) /LCO(1−0) y 0 0 LHCO + (3−2) /LCO(1−0) hemos comprobado que las galaxias infrarrojas contienen una mayor fracción de gas molecular denso que las galaxias espirales de menor luminosidad. En general dichos cocientes son mayores en las LIRGs y las ULIRGs. 0 0 Sin embargo, la variación del cociente LHCO + (1−0) /LCO(1−0) con la luminosidad infrarroja es un factor entre dos y tres veces menor que la variación del cociente 0 0 LHCN(1−0) /LCO(1−0) . Esto quiere decir que las líneas HCN(1 – 0) y HCO+ (1 – 0) ofrecen resultados distintos a la hora de estimar la masa de gas molecular denso en las galaxias infrarrojas.

Para estudiar este resultado en más detalle hemos representado el cociente de lu0 0 minosidades LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) en función de LIR para nuestra muestra de LIRGs y ULIRGs. En principio, si uno supone que las dos líneas trazan aproximadamente la misma fase del gas molecular el cociente de sus luminosidades debería ser constante e igual al inverso del cociente de sus respectivos factores de conver-

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Estudio del gas molecular denso en una muestra de LIRGs y ULIRGs (I)

sión. Por el contrario, hemos descubierto la existencia de una correlación entre 0 0 LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) y LIR . Las LIRGs menos luminosas tienen en promedio co0 0 cientes de luminosidades LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) ∼ 0.8, mientras que la totalidad de 0 0 las ULIRGs estudiadas tienen LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) ≥ 1.5, lo cual indica que como mínimo uno de los factores de conversión (XHCN o XHCO+ ) debe variar con la luminosidad infrarroja de las galaxias. Hemos propuesto varias explicaciones para la correlación entre el cociente de lu0 0 minosidades LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) y LIR . Puede deberse a que la emisión de la línea HCN(1 – 0) esté afectada por el bombeo infrarrojo de la molécula a su nivel vibracional ν = 1, a una subabundancia de la molécula de HCO+ o a una sobreabundancia de la molécula de HCN. Hemos descartado la posibilidad del bombeo infrarrojo de la molécula de HCN tras comprobar que, en ese caso, la molécula de HCO+ debería sufrir también sus efectos en igual intensidad. Las transiciones vibracionales ν = 0 → 1 de las moléculas de HCN y HCO+ caen, respectivamente, a 14 y 12 µm, por lo que el número de fotones infrarrojos disponibles para el bombeo de las dos moléculas debe ser similar. Además, las condiciones necesarias para que el bombeo infrarrojo sea efectivo (ecuación 3.16) son también muy parecidas en las dos transiciones. Hemos considerado la posibilidad de que la línea HCO+ (1 – 0) pueda estar afectada por las mismas causas que hacen que la línea [C II] a 158 µm sea poco luminosa en las LIRGs y las ULIRGs en comparación con sus luminosidades infrarrojas (e.g., Luhman et al. 1998, 2003; Malhotra et al. 2001). Hemos descartado esta posibilidad tras comprobar que estas dos líneas trazan regiones distintas del medio interestelar. Sin embargo, esto no excluye que la emisión de la molécula de HCO+ pueda estar afectada por algún otro mecanismo. La causa más probable de la tendencia observada es que la molécula de HCN sea sobreabundante respecto a las abundancias de las moléculas de CO y HCO+ . Dicha sobreabundancia puede deberse tanto a los efectos de la formación estelar como a los de un AGN. Las observaciones de las nubes moleculares de nuestra galaxia han demostrado que la abundancia de la molécula de HCN suele aumentar en las regiones más densas y calientes de las nubes, allí donde tiene lugar la formación de estrellas masivas y se dan las condiciones apropiadas para que domine una química de hot-cores (§ 3.4.2). Por otro lado, la radiación en rayos X de un AGN oscurecido en el centro de las galaxias estudiadas puede haber producido una química de XDRs sobre el gas molecular. Si bien los modelos teóricos actuales ofrecen resul-

Estudio del gas molecular denso en una muestra de LIRGs y ULIRGs (I)

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tados contradictorios en este aspecto (e.g., Lepp & Dalgarno 1996; Maloney et al. 1996; Meijerink & Spaans 2005; Meijerink et al. 2006, 2007), observacionalmente se sospecha que en estas regiones la abundancia de la molécula de HCN podría aumentar también frente a las abundancias de las moléculas de CO y HCO+ (e.g., Usero et al. 2004). Al representar nuestra muestra de galaxias en el diagrama de líneas moleculares propuesto por primera vez por Kohno et al. (2001) para distinguir entre galaxias Seyfert con AGN puros y galaxias con una mezcla de starburst circunnuclear y AGN, hemos comprobado que varias de las ULIRGs estudiadas caen 0 0 en la zona ocupada por las galaxias con AGNs puros (LHCN(1−0) /LCO(1−0) ≥ 0.2 y 0 0 LHCN(1−0) /LHCO+ (1−0) ≥ 1.5), lo que podría estar indicando que los cocientes de líneas observados en estas galaxias se deben sobre todo a los efectos de la radiación de un AGN oscurecido sobre la química del gas molecular. 0 0 De confirmarse que la variación de los cocientes LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) es debida más a un problema de la molécula de HCN que a un problema de la molécula de HCO+ , la constancia de la eficiencia de formación estelar del gas molecular denso propuesta por varios autores en base a observaciones de la línea HCN(1 – 0) dejaría de ser cierta. En ese caso, o bien realmente aumenta la eficiencia de formación estelar del gas molecular denso en las LIRGs y las ULIRGs o bien una parte significativa de la emisión infrarroja de estas galaxias tiene su origen en un AGN oscurecido.

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The Astrophysical Journal, 640:L135–L138, 2006 April 1 䉷 2006. The American Astronomical Society. All rights reserved. Printed in U.S.A.

IS HCN A TRUE TRACER OF DENSE MOLECULAR GAS IN LUMINOUS AND ULTRALUMINOUS INFRARED GALAXIES? J. Gracia´-Carpio,1 S. Garcı´a-Burillo,1 P. Planesas,1 and L. Colina2 Received 2005 December 13; accepted 2006 February 14; published 2006 March 8

ABSTRACT We present the results of the first HCO⫹ survey probing the dense molecular gas content of a sample of 16 luminous and ultraluminous infrared galaxies (LIRGs and ULIRGs). Previous work, based on HCN (1–0) observations, had shown that LIRGs and ULIRGs possess a significantly higher fraction of dense molecular gas compared to normal galaxies. While the picture issued from HCO⫹ partly confirms this result, we have discovered an intriguing correlation between the HCN (1–0)/HCO⫹ (1–0) luminosity ratio and the IR luminosity of the galaxy (L IR). This trend casts doubts on the use of HCN as an unbiased quantitative tracer of the dense molecular gas content in LIRGs and ULIRGs. A plausible scenario explaining the observed trend implies that X-rays coming from an embedded active galactic nucleus may play a dominant role in the chemistry of molecular gas at L IR ≥ 10 12 L ,. We discuss the implications of this result for the understanding of LIRGs, ULIRGs, and high-redshift gas-rich galaxies. Subject headings: galaxies: active — galaxies: ISM — galaxies: starburst — infrared: galaxies — ISM: molecules — radio lines: galaxies observations call for the use of alternative tracers of dense gas in LIRGs and ULIRGs. In this Letter, we present observations made with the IRAM3 30 m telescope in the 1–0 and 3–2 lines of HCO⫹ of a sample of 16 galaxies including 10 LIRGs and six ULIRGs. The new HCO⫹ spectra are complemented with CO (1–0) and HCN (1–0) observations either existing or acquired for this work. The HCO⫹ and HCN J p 1–0 lines have both similar critical densities, and the bulk of their emission is expected to arise from dense molecular gas [n(H 2 ) ≥ 10 4 cm⫺3]. Preliminary results of this HCO⫹ survey indicate that the HCN/HCO⫹ luminosity ratio sharply increases with L IR for LIRGs and ULIRGs.

1. INTRODUCTION

Since their discovery by the Infrared Astronomical Satellite (IRAS) survey, luminous infrared galaxies (LIRGs; L IR 1 10 11 L ,) and their extreme counterparts, ultraluminous infrared galaxies (ULIRGs; L IR 1 10 12 L ,), have been studied at virtually all wavelengths (Sanders & Mirabel 1996). The infrared (IR) emission of LIRGs and ULIRGs is known to stem from dust reprocessing of higher frequency radiation. However, the nature of the power source of the huge IR emission in these galaxies is still under debate (Sanders et al. 1988; Veilleux et al. 1995; Genzel et al. 1998; Imanishi et al. 2006; Risaliti et al. 2006). LIRGs and ULIRGs are known to possess large amounts of molecular gas, as derived from CO (1–0) observations (Sanders et al. 1991; Solomon et al. 1997; Gracia´-Carpio et al. 2006, in preparation). The bulk of the molecular gas reservoir of ULIRGs lies in their central kiloparsec (Downes & Solomon 1998). Sanders et al. (1988) first reported that the infrared-to-CO luminosity ratio in ULIRGs is anomalously high compared to that of normal galaxies and interpreted this result as evidence of the active galactic nucleus (AGN) power source scenario for ULIRGs. Gao & Solomon (2004a, 2004b; hereafter GS04a, GS04b) used HCN (1–0) observations to probe the dense molecular gas content of a sample of 65 nearby galaxies, including 25 LIRGs and six ULIRGs. Their results, showing a tight linear correlation between the IR and HCN luminosities over 3 orders of magnitude in L IR, were interpreted in terms of star formation as being the main power source in ULIRGs. However, doubts have been cast on the reliability of HCN as an unbiased tracer of dense molecular gas in LIRGs and ULIRGs. First, X-rays may significantly enhance HCN abundances in enshrouded AGNs (Lepp & Dalgarno 1996; Kohno et al. 2001; Usero et al. 2004). Furthermore, the excitation of HCN lines in LIRGs and ULIRGs might be affected by IR pumping through a 14 mm vibrational transition (Aalto et al. 1995). Taken together, the possible caveats on the use of HCN

2. OBSERVATIONS

The observations were carried out in 2004 November and 2005 August with the IRAM 30 m telescope at Pico Veleta (Spain). We have obtained single-pointed spectra toward 16 objects with clear detections in all cases for the 1–0 line and with 10 detections for the 3–2 line of HCO⫹. Our sample encompasses a L IR range p 10 11.3–10 12.5 L ,. All targets are distant enough so as to recover the bulk of the emission from the molecular gas disks with the 30 m telescope beam (FWHM ∼ 28  at 89 GHz and ∼9⬙ at 268 GHz). HCN (1–0) and CO (1–0) single-dish data for the sample galaxies were taken from the literature (Sanders et al. 1991; Solomon et al. 1992, 1997; GS04a) or were observed by us with the 30 m telescope (Table 1). To compare the luminosity ratios derived for LIRGs and ULIRGs with those of normal galaxies (L IR ! 10 11 L ,), we have compiled a sample of 69 objects for which HCN, HCO⫹, and CO data are available (Nguyen-Q-Rieu et al. 1992; GS04a; this work). 3. CAVEATS ON THE USE OF HCN AS A TRACER OF DENSE GAS

ULIRGs in the sample of GS04a have HCN-to-CO luminosity ratios up to ∼10 times higher than measured in normal galaxies. This result is corroborated by the new HCN observations of the sample of LIRGs and ULIRGs conducted for this work. As

1 Observatorio Astronomico Nacional, Alfonso XII 3, 28014 Madrid, Spain; [email protected], [email protected], [email protected] 2 Instituto de Estructura de la Materia, Consejo Superior de Investigaciones Cientificas, Serrano 121, 28006 Madrid, Spain; [email protected]

3 The Instituto de Radioastronomia Milimetrica (IRAM) is supported by INSU/CNRS (France), MPG (Germany), and IGN (Spain).

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´ -CARPIO ET AL. GRACIA

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Vol. 640

TABLE 1 Sample Properties and Observational Results Nuclear Classification

Source

DL (Mpc)

LIR (1011 L,)

LCO (1–0) (108L⬘)

LHCN (1–0) (108L⬘)

LHCO⫹ (1–0) (108L⬘)

LHCO⫹ (3–2) (108L⬘)

L Band

Mid-IR

Optical

X-Ray

References

Mrk 231 . . . . . . . . . . . . . . . . . . IRAS 17208⫺0014 . . . . . . IRAS 12112⫹0305 . . . . . . IRAS 23365⫹3604 . . . . . . Arp 220 . . . . . . . . . . . . . . . . . . Mrk 273 . . . . . . . . . . . . . . . . . . VII Zw 31 . . . . . . . . . . . . . . . NGC 6240 . . . . . . . . . . . . . . . Arp 55 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . NGC 695 . . . . . . . . . . . . . . . . Arp 193 . . . . . . . . . . . . . . . . . . NGC 7469 . . . . . . . . . . . . . . . Arp 299A . . . . . . . . . . . . . . . . Arp 299B⫹C . . . . . . . . . . . . Mrk 331 . . . . . . . . . . . . . . . . . . NGC 7771 . . . . . . . . . . . . . . .

170 173 297 261 73 152 220 98 161 131 94 66 42 42 72 57

29.3 21.9 17.6 13.2 13.0 12.5 8.2 6.1 4.5 4.2 3.9 3.9 3.2 2.5 2.6 2.1

74a 131 101 69 70a 55a 114a 82a 127a 48a 38 34a 13a 14a 42a 43a

20a 16 13 6.6 8.3a 13a 8.4a 13a 5.1 1.7 1.8 2.0 0.89 0.54 1.9 3.2

8.2 11 7.6 4.1 4.8 5.7 6.9 9.6 4.2 2.6 3.5 2.9 1.7 0.84 2.4 3.0

2.5 3.7 … … 1.1 2.8 … 2.0 … … 1.3 0.35 0.37 0.11 0.34 !0.70

AGN SB SB … SB AGN … AGN … … … … … … … …

AGN SB SB SB SB AGN … SB … SB SB SB SB SB SB SB

Sy1 H ii LIN LIN LIN Sy2 H ii LIN H ii H ii LIN Sy1 H ii H ii H ii H ii

AGN SB SB SB AGN? AGN … AGN … … … AGN AGN? AGN … …

1 1 1 2, 3, 4 1 1 5 1 2 2, 6 2, 6 2, 7 5, 7, 8 5, 7, 8 2, 6 2, 6

Notes.—The luminosity distance, DL, was calculated assuming H0 p 75 km s⫺1 Mpc⫺1 and q0 p 0.5 . The luminosities were computed according to the Sanders & Mirabel (1996) and Solomon et al. (1997) formulae. L p K km s⫺1 pc2, in Tmb scale. a Single-dish data taken from the literature. References.—(1) Risaliti et al. 2006 and references therein. (2) Veilleux et al. 1995. (3) Rigopoulou et al. 1999. (4) Teng et al. 2005. (5) NASA/IPAC Extragalactic Database. (6) Lu et al. 2003. (7) Genzel et al. 1998. (8) Ballo et al. 2004.

shown in Figure 1a, the HCN (1–0)/CO (1–0) luminosity ratio stays fairly constant around ∼0.03–0.04 for the normal galaxies of the sample from GS04a. Although with considerable scatter, the corresponding ratio for LIRGs and ULIRGs sharply increases, ranging from ∼0.05 to ∼0.30. However, if the HCO⫹ (1–0) line is adopted as an alternative tracer of the dense molecular gas, the situation changes significantly. As illustrated in Figure 1b, we find an average HCO⫹ (1–0)/CO (1–0) ratio close to ∼0.04 in normal galaxies using the sample of Nguyen-Q-Rieu et al. (1992). In the case of LIRGs and ULIRGs, we do derive a comparatively higher HCO⫹/CO ratio, suggestive of a correspondingly higher fraction of dense gas at higher L IR. However, the estimated HCO⫹/CO ratio lies between ∼0.05 and ∼0.13, i.e., a factor of 2–3 less than the corresponding range derived for the HCN/CO ratio in LIRGs and ULIRGs. Further evidence that the dense molecular gas fraction of LIRGs and ULIRGs does not increase dramatically with L IR is provided by Figure 1c, which shows that the derived HCO⫹ (3–2)/CO (1–0) ratio is roughly constant as a function of L IR for L IR 1 10 11 L , with an average value of 0.026. We emphasize that the 3–2 line of HCO⫹ is a secure tracer of dense (and warm) molecular gas, as the critical density for this transition is ncrit 1 10 6 cm⫺3. Figure 2a represents the HCN (1–0)/HCO⫹ (1–0) luminosity ratio as a function of L IR for the LIRGs and ULIRGs in our sample. In spite of the small sample, we find an intriguing correlation between the HCN/HCO⫹ luminosity ratio and L IR. The HCN/HCO⫹ ratio is seen to increase by a factor of 5 from LIRGs to ULIRGs in our sample. We discuss below various scenarios that can explain why HCN seems to be overluminous with respect to HCO⫹ in LIRGs and ULIRGs. Infrared pumping of the HCN (1–0) line.—It has been argued that the excitation of HCN (1–0) in molecular clouds could be enhanced by infrared pumping via a 14 mm vibrational transition near strong mid-infrared sources (Aalto et al. 1995). LIRGs and ULIRGs are likely to develop this type of environment for molecular gas. To evaluate infrared pumping, we should ideally know the intensity of the mid-IR field felt by the molecules in each source. This would require a number of assumptions to be made on the geometry of the problem and on the degree of clumpiness of molecular gas. Following an empirical approach,

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we have compared the ratio of HCN and HCO⫹ luminosities with an estimate of the excess in the 12 mm IRAS band: the ratio between the 12 and 100 mm IRAS density fluxes f12 /f100 (see Fig. 2b; the 12 mm IRAS band covers the range of the HCN vibrational transition at 14 mm). The observed lack of correlation between HCN (1–0)/HCO⫹ (1–0) and f12 /f100 argues against infrared pumping of HCN (1–0) (see also the discussion in GS04a). However, caution is required when interpreting the f12 /f100 ratio as a measure of the mid-IR excess in the case of heavily obscured LIRGs and ULIRGs due to the high extinction in the mid-IR range (e.g., Soifer et al. 2002; Imanishi et al. 2006). The absence of correlation cannot be taken as firm evidence against IR pumping. On the other hand, the HCO⫹ line could also be affected by IR pumping via a 12 mm vibrational transition. Even more, the conditions for infrared pumping for HCN (1–0) and HCO⫹ (1–0) are similar in terms of the required intensity of the IR field (Carroll & Goldsmith 1981), a result that argues against this scenario. Chemical enhancement of HCN in star-forming regions.— There is observational evidence that the abundance of HCN can be enhanced in the molecular gas closely associated with high-mass star-forming regions (e.g., Blake et al. 1987). In contrast with quiescent molecular clouds, the measured HCN (1–0)/HCO⫹ (1–0) luminosity ratio is high (≥1.5–2) in Galactic giant molecular clouds (Turner & Thaddeus 1977). More recently, Pirogov (1999) published a survey of 34 bright farIR sources in the outer Galaxy identified as embedded highmass star-forming cores. Their results confirm that the HCN (1–0)/HCO⫹ (1–0) luminosity ratio is high in these regions: we have estimated that the average HCN (1–0)/HCO⫹ (1–0) luminosity ratio is ⯝2.3 for their sample. The densest [n(H 2 ) ≥ 10 6 cm⫺3] and hottest (TK ≥ 100 K) phase of the molecular star-forming complexes (the “hot core” phase) can be a privileged niche for HCN chemistry, favored by the evaporation of grain mantles. If the number of hot cores in LIRGs and ULIRGs exceeded that in our Galaxy by at least an order of magnitude, the observed HCN (1–0)/HCO⫹ (1–0) luminosity ratio could be thus accounted by a pure star formation scenario. In this case, the reliability of HCN as a straightforward tracer of dense molecular gas should be equally put on hold.

No. 2, 2006

FIRST HCO⫹ SURVEY IN LIRGs AND ULIRGs

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the diagram. However, compared to nearby Seyfert galaxies, we find more LIRGs/ULIRGs in the transition zone between composite and pure AGNs (see Fig. 3 of Kohno 2005). This is an indication that XDR chemistry could be at work in enshrouded AGNs in these intermediate objects. According to Figure 2c, Mrk 231 and Mrk 273 happen to lie in the pure AGN area. Of particular note, these two ULIRGs present firm evidence for hosting an embedded AGN in other wavelengths (see Table 1). Contrary to Kohno et al. (2001), who derived their ratios from interferometer intensity maps of the CND of nearby Seyfert galaxies, the ratios shown in Figure 2c for LIRGs and ULIRGs represent total disk luminosity ratios. Therefore, the case for a giant XDR in Mrk 231 and Mrk 273 is more compelling than in nearby Seyfert galaxies, as their ratios are here weighted by the total content of their molecular disks, including the contribution from the starburst and the AGN. 4. IS HCO⫹ A TRUE TRACER OF DENSE GAS IN ULIRGS?

Fig. 1.—Variation of the HCN (1–0)/CO (1–0) (a) and HCO⫹ (1–0)/CO (1–0) (b) luminosity ratios from normal galaxies (LIR ! 1011 L,) to LIRGs and ULIRGs (LIR 1 1011 L,). The open circles (triangles) correspond to galaxies from the GS04a (Nguyen-Q-Rieu et al. 1992) sample. The HCO⫹ (3–2)/CO (1–0) ratio (c) shows little variation within the explored range for LIRGs and ULIRGs. Filled circles correspond to our sample in all panels.

Chemical enhancement of HCN in X-ray–dominated regions of AGNs.—Molecular gas can be exposed to a strong X-ray irradiation close to the central engines of active galaxies. In contrast to UV photons, hard X-rays are efficient at penetrating huge gas column densities out to A v p 100–1000 (Lepp & Dalgarno 1996; Maloney et al. 1996). There is founded evidence that the circumnuclear disks (CNDs) of some nearby Seyfert galaxies can become giant X-ray–dominated regions (XDRs; Kohno et al. 2001; Usero et al. 2004). In the case of ULIRGs, it has been proposed that buried AGNs may create extended XDRs rather than develop narrow-line regions around their central engines, making the identification of AGNs in the optical difficult (Imanishi et al. 2006). In particular, the influence of X-rays can enhance the abundance of HCN relative to other tracers of the dense molecular gas such as HCO⫹ (Lepp & Dalgarno 1996). Kohno et al. (2001) have proposed the use of a diagnostic tool to distinguish between “pure” AGNs and “composite” starbursts⫹AGNs in nearby Seyfert galaxies, by exploring the range of variation of the HCN (1–0)/HCO⫹ (1–0) and HCN (1–0)/CO (1–0) ratios. We have applied such a diagnostic tool to our sample. As shown in Figure 2c, LIRGs and ULIRGs mostly populate the location of the composite AGN family in

Most of the theoretically founded doubts have been thus far cast on the interpretation of the HCN/CO ratio as to provide a quantitative estimate of the fraction of dense molecular gas in ULIRGs. However, the intriguing trend shown in Figure 2a could be alternatively interpreted as due to a possible deficiency of HCO⫹ relative to HCN in ULIRGs. In particular, it is tempting to try to make a link between a hypothetical deficiency of HCO⫹ and the well-known deficiency of the [C ii] 158 mm line relative to L FIR in ULIRGs (Luhman et al. 2003). Observational and theoretical evidence argue against this scenario, however. First, the bulk of the [C ii] 158 mm and HCO⫹ (1–0) line emissions are not expected to arise, on average, from the same neutral phase of the interstellar medium. Besides the fact that the critical densities of the two transitions markedly differ (ncrit HCO⫹ (1–0) ⲏ 10ncrit [C ii]), photodissociation region (PDR) models predict that the bulk of the contribution to low-J HCO⫹ lines should come from the inner layers of the PDR, where the abundance of C⫹ is diminished (Sternberg & Dalgarno 1995). Moreover, significant non-PDR contributions to the HCO⫹ (1–0) line are very likely. In addition, most of the explanations brought forward thus far to solve the [C ii] puzzle in ULIRGs invoke a quenching of the 158 mm line of C⫹ rather than a lower ionization degree in the PDR phase anyway (Luhman et al. 2003). In conclusion, there is no well-founded evidence pointing to a physical link between a hypothetical deficiency of HCO⫹ in ULIRGs and the well-established deficiency of the [C ii] 158 mm line in these galaxies. Other possible scenarios invoking a deficiency of HCO⫹ should be explored in the future, however. 5. CONCLUSIONS AND PERSPECTIVES

Preliminary results of the first HCO⫹ survey conducted in LIRGs and ULIRGs provide evidence that HCN may not be a true tracer of dense molecular gas in these galaxies. Different mechanisms can make for HCN (1–0) being overluminous with respect to HCO⫹ (1–0). The caveats on the interpretation of HCN observations highlight the need of surveys in other molecular species that together provide an unbiased estimate of the dense molecular gas fraction of LIRGs and ULIRGs. This question is central to disentangling the different power sources of the huge infrared luminosities of these galaxies. The variation of the HCO⫹ (1–0)/CO (1–0) ratio among the sample galaxies shows that the fraction of dense molecular gas of LIRGs and ULIRGs is, on average, a factor of ∼2 higher than that of normal galaxies (Fig. 1b). This is considerably less than the corresponding num-

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´ -CARPIO ET AL. GRACIA

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Fig. 2.—(a) Correlation between the HCN (1–0)/HCO⫹ (1–0) luminosity ratio and LIR for the sample of LIRGs and ULIRGs considered in this Letter (the linear regression fit to the data gives a correlation coefficient R p 0.84). (b) The HCN (1–0)/HCO⫹ (1–0) ratio shows no correlation with the infrared color f12 /f100. (c) Location of LIRGs and ULIRGs of our sample in the two-dimensional diagnostic diagram of Kohno et al. (2001). Filled symbols represent LIRGs and ULIRGs with secure identification of an embedded AGN.

ber derived from HCN (i.e., a factor of ∼4–5). The increase in the dense gas fraction derived from HCO⫹ would fall short of explaining the observed L IR for ULIRGs in the purely star formation scenario of GS04a and GS04b. Instead, this result suggests that the contribution to L IR from an embedded AGN source would amount to ∼50% in the most extreme ULIRGs of our sample (Mrk 231 and Mrk 273). Most remarkably, the correlation found between the HCN (1–0)/HCO⫹ (1–0) ratio and L IR for LIRGs and ULIRGs runs in parallel with the long-known general tendency of finding more AGN signatures in ULIRGs with increasing L IR (Veilleux et al. 1995). This seems to be confirmed by the derived location of Mrk 231 and Mrk 273 in the correlation plot of Figure 2a but also by the position of these galaxies in the diagnostic tool of Figure 2c. More recently, HCN observations of an ultraluminous quasar at z p 3.9 (Wagg et al. 2005)

have shown that the HCN/CO abundance ratio could be increased due to the presence of an AGN that dominates the bulk of the IR emission. The extension of this work to galaxies with higher L IR will help to shed light on the relative contribution of star formation and AGNs to the huge infrared luminosity of high-z objects. In particular, future results coming out from the extension of this survey to other molecular lines will allow us to better constrain the physical and chemical status of the dense molecular gas in ULIRGs (Gracia´-Carpio et al. 2006, in preparation). This work has been partially supported by the Spanish MEC and Feder funds under grant ESP2003-04957 and by SEPCT/MEC under grants AYA2003-07584 and AYA2002-01055.

REFERENCES Aalto, S., Booth, R. S., Black, J. H., & Johansson, L. E. B. 1995, A&A, 300, 369 Ballo, L., Braito, V., Della Ceca, R., Maraschi, L., Tavecchio, F., & Dadina, M. 2004, ApJ, 600, 634 Blake, G. A., Sutton, E. C., Masson, C. R., & Phillips, T. G. 1987, ApJ, 315, 621 Carroll, T. J., & Goldsmith, P. F. 1981, ApJ, 245, 891 Downes, D., & Solomon, P. M. 1998, ApJ, 507, 615 Gao, Y., & Solomon, P. M. 2004a, ApJS, 152, 63 (GS04a) ———. 2004b, ApJ, 606, 271 (GS04b) Genzel, R., et al. 1998, ApJ, 498, 579 Imanishi, M., Dudley, C. C., & Maloney, P. R. 2006, ApJ, 637, 114 Kohno, K. 2005, in AIP Conf. Proc. 783, The Evolution of Starbursts, ed. S. Hu¨ttemeister et al. (New York: AIP), 203 Kohno, K., Matsushita, S., Vila-Vilaro´, B., Okumura, S. K., Shibatsuka, T., Okiura, M., Ishizuki, S., & Kawabe, R. 2001, in ASP Conf. Ser. 249, The Central Kiloparsec of Starbursts and AGN: The La Palma Connection, ed. J. H. Knapen et al. (San Francisco: ASP), 672 Lepp, S., & Dalgarno, A. 1996, A&A, 306, L21 Lu, N., et al. 2003, ApJ, 588, 199 Luhman, M. L., Satyapal, S., Fischer, J., Wolfire, M. G., Sturm, E., Dudley, C. C., Lutz, D., & Genzel, R. 2003, ApJ, 594, 758 Maloney, P. R., Hollenbach, D. J., & Tielens, A. G. G. M. 1996, ApJ, 466, 561

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Nguyen-Q-Rieu, Jackson, J. M., Henkel, C., Truong, B., & Mauersberger, R. 1992, ApJ, 399, 521 Pirogov, L. 1999, A&A, 348, 600 Rigopoulou, D., Spoon, H. W. W., Genzel, R., Lutz, D., Moorwood, A. F. M., & Tran, Q. D. 1999, AJ, 118, 2625 Risaliti, G., et al. 2006, MNRAS, 365, 303 Sanders, D. B., & Mirabel, I. F. 1996, ARA&A, 34, 749 Sanders, D. B., Scoville, N. Z., & Soifer, B. T. 1991, ApJ, 370, 158 Sanders, D. B., Soifer, B. T., Elias, J. H., Madore, B. F., Matthews, K., Neugebauer, G., & Scoville, N. Z. 1988, ApJ, 325, 74 Soifer, B. T., Neugebauer, G., Matthews, K., Egami, E., & Weinberger, A. J. 2002, AJ, 124, 2980 Solomon, P. M., Downes, D., & Radford, S. J. E. 1992, ApJ, 387, L55 Solomon, P. M., Downes, D., Radford, S. J. E., & Barrett, J. W. 1997, ApJ, 478, 144 Sternberg, A., & Dalgarno, A. 1995, ApJS, 99, 565 Teng, S. H., Wilson, A. S., Veilleux, S., Young, A. J., Sanders, D. B., & Nagar, N. M. 2005, ApJ, 633, 664 Turner, B. E., & Thaddeus, P. 1977, ApJ, 211, 755 Usero, A., Garcı´a-Burillo, S., Fuente, A., Martı´n-Pintado, J., & Rodrı´guezFerna´ndez, N. J. 2004, A&A, 419, 897 Veilleux, S., Kim, D.-C., Sanders, D. B., Mazzarella, J. M., & Soifer, B. T. 1995, ApJS, 98, 171 Wagg, J., Wilner, D. J., Neri, R., Downes, D., & Wiklind, T. 2005, ApJ, 634, L13

8 Estudio del gas molecular denso en una muestra de LIRGs y ULIRGs (II) La publicación de los resultados de nuestras observaciones en Graciá-Carpio et al. (2006, capítulo 7) contribuyó en gran medida1 a relanzar el estudio de las propiedades del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs, motivando nuevas líneas de investigación en otros grupos ajenos al nuestro. En dicho artículo se cuestionaba por primera vez de forma clara el empleo de la luminosidad de la línea HCN(1 – 0) como trazador no sesgado de la masa total de gas molecular denso en las galaxias infrarrojas en particular, y el resto de las galaxias en general, y se ponía de manifiesto la necesidad de observar otros trazadores del gas molecular denso para obtener una imagen fiable de las propiedades físicas y químicas del gas molecular en estas galaxias. Desde el año 2006 hasta ahora se han publicado numerosos estudios teóricos y observacionales con el objetivo de comprender qué tipo de efectos son los que modifican en mayor medida la luminosidad de las transiciones moleculares en las LIRGs y las ULIRGs del Universo local (e.g., Imanishi et al. 2006b, 2007; Greve et al. 2006b; Evans et al. 2006; Papadopoulos 2007; Aalto et al. 2007a,b, 2008; Baan et al. 2008; Mangum et al. 2008; Vega et al. 2008; Bussmann et al. 2008; Loenen et al. 2008), en las galaxias espirales de menor luminosidad con starbursts nucleares y AGNs (e.g., Martín et al. 2006, 2008; Krips et al. 2007, 2008; Knudsen et al. 2007; Pérez-Beaupuits et al. 2007; Yamada et al. 2007; Levine et al. 2008; Bayet et al. 2008a) y en las galaxias situadas a elevados desplazamientos al rojo (e.g., García-Burillo et al. 2006; Riechers et al. 2006b, 2007a,b; Lintott & Viti 2006; Guélin et al. 2007; Gao et al. 2007; Weiß et al. 2007; Bayet et al. 2008b). El reducido número de galaxias y transiciones observadas, así como la baja señal a ruido de las detecciones, hacen que los resultados extraídos de estos estudios sean por el momento poco concluyentes. Sin embargo, las variaciones obser1 Desde

su publicación en abril de 2006 dicho artículo ha sido citado por otros estudios en 48 ocasiones, según la base de datos ADS (SAO/NASA Astrophysics Data System).

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vadas en los cocientes de líneas moleculares entre las diferentes muestras de galaxias estudiadas indican que estos cocientes son sensibles a las condiciones físicas y químicas del gas molecular. Gracias a ello, en un futuro, una vez que los modelos de química del gas molecular hayan alcanzado un mayor grado de madurez, estos cocientes de líneas podrán ser utilizados para estudiar los procesos de formación estelar y actividad nuclear que tienen lugar en las regiones centrales de las galaxias más oscurecidas. El interferómetro milimétrico y submilimétrico ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) supondrá un salto significativo tanto en resolución angular como en sensibilidad respecto a los radiotelescopios actuales, lo que permitirá solventar la mayor parte de las limitaciones de los estudios que se han venido realizando hasta ahora. Una vez finalizada su construcción, prevista para el año 2012, será posible observar grandes muestras de galaxias en numerosas moléculas y transiciones, todo ello con resoluciones espaciales del tamaño de las nubes moleculares de nuestra galaxia. Hasta entonces, con los radiotelescopios actuales todavía se pueden estudiar varios problemas clave sobre las propiedades globales del gas molecular en las LIRGs y las ULIRGs. Por ejemplo, en Graciá-Carpio et al. (2006) comprobamos que el cociente 0 0 de luminosidades LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) aumentaba con la luminosidad infrarroja de las galaxias, pero con la información disponible en ese momento no pudimos aclarar la causa principal de dicho aumento y en qué medida reflejaba una variación real del factor de conversión XHCN o simplemente que las moléculas de HCN y HCO+ trazan fases distintas del gas molecular (la densidad crítica de la línea J = 1 − 0 de la molécula de HCN es unas seis veces mayor que la de HCO+ ). Una forma de resolver este problema es observando las transiciones rotacionales J = 3 − 2 de las moléculas de HCN y HCO+ . Con la ayuda añadida de estas transiciones es posible derivar mediante un modelo de excitación molecular y transferencia radiativa las propiedades físicas y químicas del gas molecular denso en las galaxias infrarrojas y a partir de ellas estimar el valor del factor de conversión XHCN . Otro problema clave es la determinación de la ley de Kennicutt-Schmidt (KS) del 0 gas molecular denso: ΣSFR ∝ ΣNdenso . Como ya vimos en la sección 3.3.1, la estrecha co0 rrelación lineal entre LIR y LHCN(1−0) observada por Gao & Solomon (2004a,b) en una muestra de 64 galaxias espirales, LIRGs y ULIRGs les llevó a concluir que el exponente N 0 de la ley de KS debía ser ' 1, significativamente menor que el determinado a partir de las observaciones de CO (N = 1.4 − 2, § 3.2.4). Para comprobar este resultado es

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necesario ajustar directamente las densidades superficiales ΣSFR y Σdenso en lugar de las 0 luminosidades LIR y LHCN(1−0) , algo que no se ha realizado hasta la fecha. Recientemente Krumholz & Thompson (2007) y Narayanan et al. (2008b) han intentado explicar por qué la ley de KS toma exponentes distintos dependiendo del trazador del gas molecular empleado. Según estos autores existe una única ley de Schmidt universal que relaciona las propiedades de la formación estelar con las del gas molecular: ρSFR ∝ ρ¯ gasn

(8.1)

donde ρSFR y ρ¯ gas son, respectivamente, las densidades promedio de la formación estelar y del gas molecular, y n ' 1.5 es la pendiente de la ley de Schmidt cuando ésta se representa en escala logarítmica. Las diferentes leyes de KS experimentales aparecerían como consecuencia de la forma en la que la luminosidad de la transición empleada traza ρ¯ gas . La densidad crítica efectiva de la línea CO(1 – 0) es menor que la densidad 0 promedio del gas molecular de la mayoría de las galaxias. Esto hace que LCO(1−0) aumente de forma lineal con ρ¯ gas , lo que determina que la ley de KS derivada en base a esta transición tenga N ' n. Por el contrario, la densidad crítica efectiva de la línea HCN(1 – 0) suele ser mayor que la densidad promedio del gas molecular en las galaxias. Esto 0 hace que LHCN(1−0) trace siempre la misma fase del gas molecular y que la ley de KS determinada con esta transición tenga N 0 ' 1. Ambos modelos predicen que la pendiente de la ley de KS determinada con la línea HCN(1 – 0) debe aproximarse a n cuando la densidad promedio del gas molecular de las galaxias estudiadas sea mayor que la densidad crítica efectiva de la transición. Según 0 estos autores, el aumento de la pendiente entre LIR y LHCN(1−0) observado a partir de LIR ∼ 13 10 L para las galaxias situadas a elevados desplazamientos al rojo (Gao et al. 2007; Riechers et al. 2007a; Graciá-Carpio et al. 2008a) estaría indicando que la densidad promedio del gas molecular en estas galaxias es significativamente mayor que en las galaxias del Universo local y que dicha densidad es además mayor que la densidad crítica efectiva de la transición HCN(1 – 0). Como ya vimos en el capítulo anterior, la densidad promedio del gas molecular es mayor en las LIRGs y las ULIRGs que en las galaxias espirales de menor luminosidad, por lo que es probable que el cambio en la pendiente de la ley de KS del gas molecular denso comience a producirse a partir de LIR ∼ 1011 − 1012 L . De nuevo, la mejor forma de detectar este cambio es estudiando directamente las densidades superficiales ΣSFR y Σdenso .

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Estudio del gas molecular denso en una muestra de LIRGs y ULIRGs (II)

Con estos objetivos en mente nuestro grupo llevó a cabo nuevas observaciones de las líneas HCN(3 – 2) y HCO+ (3 – 2) con el radiotelescopio de 30 metros de IRAM en la misma muestra de galaxias infrarrojas estudiada en Graciá-Carpio et al. (2006), a la que añadimos la galaxia UGC 05101 para formar una muestra total de 17 LIRGs y ULIRGs. Parte de las líneas HCN(1 – 0) empleadas en Graciá-Carpio et al. (2006) no las habíamos observado nosotros, sino que las tomamos de publicaciones anteriores (Solomon et al. 1992; Gao & Solomon 2004a,b). Con el fin de evitar cualquier tipo de error sistemático asociado con dichas observaciones que podrían terminar afectando a los cocientes de líneas moleculares estudiados, decidimos observarlas de nuevo. La combinación de nuestra muestra de galaxias infrarrojas con otras muestras de galaxias observadas en HCN(1 – 0) nos permitió estudiar por primera vez en detalle la ley de KS del gas molecular denso. Los resultados de estos estudios se publicaron en forma de artículo en la revista Astronomy & Astrophysics (Graciá-Carpio et al. 2008b). Hemos incluido una copia de dicho artículo al final del capítulo. Resumimos a continuación los principales resultados obtenidos: Hemos detectado las líneas HCN(1 – 0) y HCO+ (1 – 0) en las 17 galaxias de la muestra y las líneas HCN(3 – 2) y HCO+ (3 – 2) en 10 y 14 galaxias, respectivamente. Además hemos obtenido cotas superiores a la intensidad de la línea HCN(3 – 2) en otras tres fuentes y una cota superior a la intensidad de la línea HCO+ (3 – 2) en otra galaxia. Este es el mayor estudio realizado hasta la fecha sobre las propiedades del gas molecular denso en las galaxias infrarrojas. Hemos encontrado diferencias significativas entre las luminosidades de las líneas HCN(1 – 0) derivadas a partir de nuestras observaciones y las medidas por Solomon et al. (1992) y Gao & Solomon (2004a,b). En promedio sus luminosidades de HCN(1 – 0) son el doble de las nuestras en el 60 % de las galaxias estudiadas. Hemos atribuido estas diferencias a un problema de calibración en las observaciones de Solomon et al. (1992), realizadas entre los años 1988 y 1991 con el radiotelescopio de 30 metros de IRAM, ya que en esa época la calibración del radiotelescopio era mucho más incierta de lo que lo es en la actualidad. Una prueba de la validez de nuestras observaciones es que los flujos de las líneas HCN(1 – 0) de varias galaxias de nuestra muestra coinciden con los determinados por otros autores en esas mismas galaxias mediante observaciones interferométricas (Tacconi et al. 1999; Nakanishi et al. 2005; Imanishi et al. 2006b, 2007). Estos trabajos

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sólo recuperaban una pequeña fracción del flujo de HCN(1 – 0) medido por Solomon et al. (1992), lo cual no tenía demasiado sentido porque las distribuciones de gas molecular denso en las galaxias infrarrojas no son lo suficientemente extensas como para que las observaciones interferométricas filtren una parte significativa de la emisión de la línea HCN(1 – 0). Estas inconsistencias desaparecen ahora con nuestras nuevas observaciones. Hemos encontrado que la eficiencia de formación estelar del gas molecular denso 0 (SFEdenso ), estimada a partir del cociente de luminosidades LFIR /LHCN(1−0) , varía con la luminosidad infrarroja de las galaxias: SFEdenso es entre dos y tres veces mayor en las LIRGs y las ULIRGs que en las galaxias espirales de menor luminosidad. Si bien ya existían indicios de que la eficiencia de formación estelar del gas molecular denso es mayor en las galaxias situadas a elevados desplazamientos al rojo (Gao et al. 2007; Riechers et al. 2007a; Graciá-Carpio et al. 2008a), esta es la primera vez que se obtiene un resultado similar para las LIRGs y las ULIRGs. Este resultado difiere notablemente del encontrado por Gao & Solomon (2004a,b) en la misma muestra de galaxias. Según estos autores la única diferencia entre las galaxias infrarrojas y las galaxias espirales es que las primeras tienen una mayor cantidad de gas molecular denso, pero dicho gas produce estrellas con la misma eficiencia independientemente del tipo de galaxia en la cual se encuentre. Lo que hace que nuestros resultados difieran de los de Gao & Solomon (2004a,b) es que para calcular SFEdenso estos autores utilizaron las luminosidades de las líneas HCN(1 – 0) de Solomon et al. (1992), las cuales ya hemos visto que están afectadas por problemas de calibración. 0 La variación de SFEdenso con LFIR indica que la relación entre LFIR y LHCN(1−0) no es lineal. Con el objetivo de comprobar este resultado hemos representado LFIR 0 frente a LHCN(1−0) para una muestra de 88 galaxias, en la que hemos incluido nuestra muestra de 17 LIRGs y ULIRGs, la muestra de galaxias espirales normales, LIRGs y ULIRGs de Gao & Solomon (2004a,b), la muestra de PG QSOs estudiada por Evans et al. (2006) y una muestra completa de galaxias situadas a elevados desplazamientos al rojo para las que existen observaciones de HCN disponibles (Gao et al. 2007, y referencias allí indicadas). El ajuste ortogonal de los datos 0 dio como resultado que LFIR y LHCN(1−0) siguen una relación no lineal de la forma 1.23±0.06 0 LFIR ' 9 LHCN(1−0) .

Hemos estudiado la ley de Kennicutt-Schmidt (KS) del gas molecular denso en la muestra de 88 galaxias. Para ello hemos estimado la tasa de formación estelar

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de las galaxias (SFR) a partir de su luminosidad en el infrarrojo lejano y su masa 0 de gas molecular denso (Mdenso ) a partir de LHCN(1−0) suponiendo un factor de con0 −1 versión XHCN constante e igual a 10 M L . Hemos utilizado LFIR en lugar de LIR para calcular SFR porque LFIR tiene menos posibilidades de verse afectada por la emisión de un AGN oscurecido que LIR (e.g., Rowan-Robinson & Crawford 1989). A partir de SFR y Mdenso hemos calculado ΣSFR y Σdenso dividiendo por el tamaño de las distribuciones de CO de las galaxias. Los resultados obtenidos tras representar ΣSFR frente a Σdenso indican que el exponente N 0 de la ley de KS del gas molecular denso es igual a 1.12 ± 0.04. Tras inspeccionar los residuos del ajuste encontramos que los datos podían ajustarse mejor utilizando dos ajustes ortogonales independientes, uno con N 0 = 0.88 ± 0.07 para las galaxias espirales con LFIR < 1011 L y otro con N 0 = 1.14 ± 0.06 para las LIRGs y las ULIRGs del Universo local, los PG QSOs y las galaxias situadas a elevados desplazamientos al rojo. La variación de la pendiente de la ley de KS es estadísticamente significativa, por lo que se puede concluir que las leyes que describen las propiedades de formación estelar del gas molecular denso difieren en estos dos grupos de galaxias. Hemos utilizado las líneas J = 1 − 0 y 3 − 2 de las moléculas de HCN y HCO+ para constreñir las propiedades físicas (nH2 y Tk ) y químicas ([HCN]/[HCO+ ]) del gas molecular denso en nuestra muestra de galaxias infrarrojas. Para ello hemos empleado un modelo de excitación y transferencia radiativa basado en la aproximación LVG (Large Velocity Gradient), con el que hemos tratado de ajus0 0 0 0 tar los cocientes de líneas moleculares LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) , LHCN(3−2) /LHCO+ (3−2) y 0 0 LHCO + (3−2) /LHCO+ (1−0) medidos en cada una de las galaxias. Se han considerado dos escenarios posibles para explicar las propiedades del gas molecular denso en las galaxias infrarrojas. En primer lugar hemos considerado un modelo monofase descrito por una única densidad, temperatura cinética y cociente de abundancias moleculares [HCN]/[HCO+ ]. Los ajustes obtenidos muestran que en promedio el cociente de abundancias moleculares [HCN]/[HCO+ ] aumenta con la luminosidad infrarroja de las galaxias. El caso más extremo es el de la galaxia Arp 220, para la que hemos estimado un cociente [HCN]/[HCO+ ] ≥ 30. A partir de los resultados de los ajustes hemos calculado el valor del factor de conversión XHCN para cada una de las galaxias estudiadas y hemos comprobado que disminuye con LFIR : las ULIRGs tienen factores de conversión entre tres y cuatro veces menores que las LIRGs. En segundo lugar hemos considerado un modelo con dos fases: una fase densa y caliente asociada a las regiones en las que tiene lugar la

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formación de estrellas masivas (nH2 = 105 cm−3 y Tk = 80 K), en la que hemos supuesto que la molécula de HCN es sobreabundante respecto a la molécula de HCO+ ([HCN]/[HCO+ ] = 103 , § 3.4.2), y una fase más fría y menos densa con características similares a las de las nubes moleculares frías de nuestra galaxia (nH2 = 104 cm−3 , Tk = 25 K y [HCN]/[HCO+ ] = 1). Los ajustes obtenidos con este segundo modelo indican que el factor de llenado de la fase densa y caliente aumenta con la luminosidad infrarroja de las galaxias. Si bien en este caso las abundancias globales de las moléculas de HCN y HCO+ son parecidas, al igual que en el modelo monofase, el factor de conversión XHCN disminuye con LFIR . Por lo tanto, sea cual sea el modelo empleado para ajustar los cocientes de luminosidades moleculares de las galaxias infrarrojas, uno obtiene como conclusión que XHCN debe disminuir con LFIR . El hecho de que XHCN sea menor en las ULIRGs refuerza aún más nuestros resultados sobre la ley de KS y la eficiencia de formación estelar del gas molecular denso, en el sentido de que las variaciones observadas son cotas inferiores a las variaciones reales. Es decir, el aumento de SFEdenso con LFIR debe ser mayor que 0 el estimado a partir del cociente de luminosidades LFIR /LHCN(1−0) y la pendiente de la ley de KS del gas molecular denso de las galaxias infrarrojas, los PG QSOs y las galaxias situadas a elevados desplazamientos al rojo debería ser también mayor que la obtenida suponiendo un factor de conversión XHCN constante. Hemos propuesto varias alternativas para explicar el aumento de la pendiente de la ley de KS del gas molecular denso a partir de LFIR ∼ 1011 L . Los modelos de Krumholz & Thompson (2007) y Narayanan et al. (2008b) predicen que la pendiente de la ley de KS estimada a partir de una determinada transición molecular debe aumentar cuando la densidad promedio del gas molecular de las galaxias sea mayor que la densidad crítica de la transición en cuestión. Según esto, el aumento de la pendiente de la ley de KS a partir de LFIR ∼ 1011 L estaría indicando que la densidad promedio del gas molecular en las galaxias infrarrojas es mayor o comparable a la densidad crítica de la línea HCN(1 – 0). Otra posibilidad es que el aumento de la pendiente de la ley de KS refleje una variación real de las leyes que gobiernan la formación estelar en las galaxias infrarrojas, los PG QSOs y las galaxias situadas a elevados desplazamientos al rojo. Por ejemplo, las interacciones galácticas, comunes en este tipo de objetos, podrían dar lugar a nuevos mecanismos de formación estelar, con el consiguiente aumento de la eficiencia formación estelar del gas molecular denso. También es posible que LFIR no trace de forma

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adecuada la tasa de formación estelar. Las elevadas densidades y temperaturas del gas molecular en las galaxias infrarrojas podían favorecer una función inicial de masas (IMF, Initial Mass Function) con una proporción mayor de estrellas masivas que la IMF de la vecindad solar (e.g., Klessen et al. 2007). En ese caso habría que disminuir el factor de conversión entre LFIR y SFR, lo que desplazaría a estas galaxias hacia los valores de ΣSFR predichos por la ley de KS de las galaxias espirales. Por último, cabe la posibilidad de que un AGN oscurecido esté contribuyendo de forma significativa a la luminosidad en el infrarrojo lejano de las galaxias, lo que explicaría que no sigan la ley de KS de las galaxias espirales y que sus cocientes 0 de luminosidades LFIR /LHCN(1−0) sean mayores. A pesar de que por el momento no hemos podido concluir cuál de estos efectos es el causante principal de la variación de la pendiente de la ley de KS, con este trabajo hemos puesto de manifiesto cómo a partir del estudio de las propiedades físicas y químicas del gas molecular es posible extraer conclusiones sobre las leyes que regulan la formación estelar en las galaxias y estudiar su evolución a lo largo de la edad del Universo.

Astronomy & Astrophysics

A&A 479, 703–717 (2008) DOI: 10.1051/0004-6361:20078223 c ESO 2008 

Evidence of enhanced star formation efficiency in luminous and ultraluminous infrared galaxies J. Graciá-Carpio1,2 , S. García-Burillo2 , P. Planesas2 , A. Fuente2 , and A. Usero2,3 1 2 3

FRACTAL SLNE, Castillo de Belmonte 1, Bloque 5 Bajo A, 28232 Las Rozas de Madrid, Spain e-mail: [email protected] Observatorio Astronómico Nacional (OAN), Observatorio de Madrid, Alfonso XII 3, 28014 Madrid, Spain Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire, College Lane, AL10 9AB, Hatfield, UK e-mail: [s.gburillo;p.planesas;a.fuente;a.usero]@oan.es

Received 4 July 2007 / Accepted 4 December 2007 ABSTRACT

We present new observations made with the IRAM 30 m telescope of the J = 1−0 and 3–2 lines of HCN and HCO+ used to probe the dense molecular gas content in a sample of 17 local luminous and ultraluminous infrared galaxies (LIRGs and ULIRGs). These observations have allowed us to derive an updated version of the power law describing the correlation between the FIR luminosity (LFIR ) and the HCN(1−0) luminosity (LHCN(1−0) ) of local and high-redshift galaxies. We present the first clear observational evidence that the star formation efficiency of the dense gas (SFEdense ), measured as the LFIR /LHCN(1−0) ratio, is significantly higher in LIRGs and ULIRGs than in normal galaxies, a result that has also been found recently in high-redshift galaxies. This may imply a statistically significant turn upward in the Kennicutt-Schmidt law derived for the dense gas at LFIR ≥ 1011 L . We used a one-phase large velocity gradient (LVG) radiative transfer code to fit the three independent line ratios derived from our observations. The results of this analysis indicate that the [HCN]/[HCO+ ] abundance ratios could be up to one order of magnitude higher than normal in a significant number of the LIRGs and ULIRGs in our sample. An overabundance of HCN at high LFIR implies that the reported trend in the LFIR /LHCN ratio as a function of LFIR would be underestimating a potentially more dramatic change of the SFEdense . Results obtained with two-phase LVG models corroborate that the LHCN(1−0) -to-Mdense conversion factor must be lowered at high LFIR . We discuss the implications of these findings for the use of HCN as a tracer of the dense molecular gas in local and high-redshift luminous infrared galaxies. Key words. galaxies: evolution – galaxies: ISM – galaxies: starburst – infrared: galaxies – ISM: molecules – radio lines: galaxies

1. Introduction The question of how the star formation rate (SFR) in galaxies scales with the density of the star-forming gas is a key problem in extragalactic research. Schmidt (1959) first postulated that the SFR per unit volume (ρSFR ) should vary as a power law of index N . The translation N of the gas volume density (ρgas ): ρSFR ∝ ρgas of the Schmidt law in terms of the corresponding surface densiN ties of SFR (ΣSFR ) and gas (Σgas ) would imply ΣSFR ∝ Σgas , if we assume a roughly constant scale-height of the star-forming gas in galaxies. To observationally validate the Schmidt law requires in practice finding fair quantitative tracers of ΣSFR and Σgas . Above a certain density threshold, determined by large-scale gravitational instability of disks (e.g., Kennicutt 1989), Kennicutt (1998) found that the disk-averaged SFRs and gas densities of a sample of ∼100 galaxies were well represented by a Schmidt law with an index N ∼ 1.4, the so-called Kennicutt-Schmidt (KS) law. Kennicutt (1998) used CO and HI data to derive Σgas . Gao & Solomon (2004a,b, hereafter GS04a and GS04b), using a sample of 65 galaxies, derived a similar superlinear correlation between the infrared and the CO(1−0) line luminosities, taken as proxies for the SFR and the total molecular gas content, respectively: LIR ∝ L 1.4−1.7 CO(1−0) . Interestingly, they found instead a tight linear correlation (i.e., N ∼ 1) over 3 decades in LIR  Based on observations carried out with the IRAM 30-m telescope. IRAM is supported by INSU/CNRS (France), MPG (Germany) and IGN (Spain).

between LIR and the luminosity of the HCN(1−0) line LHCN(1−0) , the latter being a tracer of dense molecular gas (nH2 > 104 cm−3 ). More recently Wu et al. (2005) have extended a similar correlation to much smaller scales by observing Galactic dense cores in HCN(1−0) emission. On theoretical grounds it is expected that the power law of the KS law should be close to 1.5. If star formation proceeds due to small-scale gravitational collapse of the gas, an index N = 1.5 comes naturally, provided that a constant fraction of the gas forms stars in a free-fall time (e.g., Larson 1988). Alternatively, in a Toomre-stable galaxy disk, an index N = 1.5 is expected if a constant fraction of the disk gas forms stars per unit dynamical time-scale, this being determined by the rotation period (e.g., Elmegreen 2002). More recently, Krumholz & McKee (2005) have advanced a model for star formation regulated by supersonic turbulence where ρSFR would be a power law of the mean density of the gas, ρgas , with an index N ∼ 1.5. Based on the model developed by Krumholz & McKee (2005, see also discussion in Krumholz & Tan 2007), Krumholz & Thompson (2007) have provided a framework describing to what extent the derived correlation between ρSFR and ρgas would depend on the molecular line tracer used as a proxy for ρgas . Line transitions of high effective critical densities (neff ∼ 104−5 cm−3 ; e.g., like the low-J rotational lines of HCN and HCO+ ) would only trace high-density peaks, and they would be thus insensitive to the bulk of the molecular gas in galaxies. On the contrary, transitions characterized by lower effective critical densities

Article published by EDP Sciences

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(neff ∼ 102−3 cm−3 ; e.g., like the low-J rotational lines of CO) would be better tracers of the median density of the bulk of the gas. In this scenario, the different power indexes of SFR so far obtained using either CO or HCN could be explained without violating the universality of the SFR law in galaxies described above. In particular, Krumholz & Thompson (2007) argue that the linear correlation between LIR and LHCN(1−0) found by GS04b cannot be taken as firm evidence that the objects detected by the HCN(1−0) line represent a physically distinct star forming unit in molecular gas. The use of HCN lines as a true quantitative tracer of the dense molecular gas in galaxies can face difficulties if the excitation conditions and/or the chemical environment of molecular gas depart from normalcy. This can significantly change the conversion factor between the luminosity of HCN lines and the mass of dense molecular gas. From the observational point of view, there is mounting evidence that HCN lines can be overluminous with respect to the lines of other dense molecular gas tracers, like HCO+ , in the circumnuclear disks of Seyferts (Kohno et al. 2001; Usero et al. 2004; Kohno 2005). A significant percentage of luminous and ultraluminous infrared galaxies (LIRGs and ULIRGs) has also been reported to show high HCN/HCO+ intensity ratios (Graciá-Carpio et al. 2006; Imanishi et al. 2006, 2007). A similar result has been recently found by García-Burillo et al. (2006) in the BAL quasar APM 08279+5255 at z ∼ 4. The origin of overluminous HCN lines, in the terms described above, is still unclear and several theoretical scenarios have been advanced in the literature. X-rays may significantly enhance the abundance of HCN relative to other molecular species like HCO+ in enshrouded AGNs, where X-ray dominated regions (XDR) can develop (Lepp & Dalgarno 1996). More recently, Meijerink & Spaans (2005) and Meijerink et al. (2007) have proposed that photon dominated regions (PDRs) are more efficient than XDRs in elevating HCNto-HCO+ ratios in starburst galaxies. Hot core-like chemistry in starbursts have also been invoked as a mechanism responsible of enhancing HCN (Lintott & Viti 2006). Furthermore, instead of being collisionally excited, HCN lines might reflect the pumping by IR photons. These conditions can prevail in the molecular circumnuclear disks around the strong mid infrared sources typically found in AGNs (Aalto et al. 1995; García-Burillo et al. 2006; Guélin et al. 2007; Weiß et al. 2007; Aalto et al. 2007b,a). The caveats on the use of HCN as the only standard tracer of the dense molecular gas in galaxies call for the observation of other molecular species and transitions, in particular in LIRGs and ULIRGs. This question is central to disentangling the different power sources of the huge infrared luminosities of these galaxies. In this paper we present new observations made with the IRAM 30 m telescope of the J = 1−0 and 3–2 lines of HCN and HCO+ used to probe the dense molecular gas content of a sample of 17 LIRGs and ULIRGs. Preliminary results of this work were published by Graciá-Carpio et al. (2008). These observations, that complement the first HCO+ survey published by Graciá-Carpio et al. (2006, hereafter GC06) of LIRGs and ULIRGs, are used to derive a new version of the power law describing the correlation between LFIR and LHCN(1−0) from normal galaxies (LFIR < 1011 L ) to high-z galaxies. We present the first clear observational evidence that the star formation efficiency of the dense gas, measured as the LFIR /LHCN(1−0) ratio, is significantly higher in LIRGs and ULIRGs than in normal galaxies. We also find that [HCN]/[HCO+ ] abundance ratios could be up to one order of magnitude higher than normal in a significant number of LIRGs and ULIRGs. We discuss the implications of

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these findings for the use of HCN as a tracer of the dense molecular gas in local and high-redshift luminous infrared galaxies.

2. Observations The new HCN(1−0), HCO+ (1−0), HCN(3–2) and HCO+ (3–2) observations were carried out in five observing runs between December 2005 and November 2006 with the IRAM 30 m telescope at Pico de Veleta (Spain). The sample consists of 17 LIRGs and ULIRGs selected to cover homogeneously the LIR range between 1011.3 L and 1012.5 L . All galaxies are located at distances larger than 50 Mpc to be confident that the total emission of the molecular gas can be measured in a single pointing: FWHM(90 GHz) ∼ 28 = 7 kpc and FWHM(260 GHz) ∼ 9 = 2.5 kpc, at 50 Mpc. The 3 mm and 1 mm SIS receivers of the 30 m telescope were tuned to the redshifted frequencies of the lines. The velocity range covered was 1800 km s−1 for the 3 mm lines and 1200 km s−1 for the 1 mm lines. The wobbler switching mode was used to obtain flat baselines, which was almost always the case for the 3 mm observations. Only those individual spectra at 1 mm that showed a flat profile, where an order zero polynomial (i.e., a constant) had to be subtracted, have been retained; others showing a tilted profile were rejected and have not been included in the resulting average spectrum. The velocity ranges used to fit the flat baselines were chosen to be identical to those used for the higher signal-to-noise CO profiles obtained as part of this survey for all the galaxies of our sample. Typical system temperatures during the observations were ∼130 K at 3 mm and ∼700 K at 1 mm. All receivers were used in single side-band mode (SSB), with a high rejection of the image band: >12 dB at 1 mm and >20 dB at 3 mm. The latter assures that the calibration accuracy for the bulk of our data is better than 20%. Pointing of the 30 m telescope was regularly checked every 2 h by observing nearby continuum sources; we found an average rms pointing error of 2 −3 during the observations. When occasionally a larger pointing error was found during an observation, some of the spectra previously taken were dropped, the pointing was corrected, and additional spectra were taken towards the source. Throughout the paper, velocity-integrated line intensities (I) are given in antenna temperature scale, T a∗ . The T a∗ scale relates to the main beam temperature scale, T mb , by the equation T mb = (Feff /Beff )T a∗ , where Feff and Beff are the forward and beam efficiencies of the telescope at a given frequency. For the IRAM 30 m telescope Feff /Beff = 1.22 (1.96) at 86 GHz (260 GHz) and S /T mb = 4.95 Jy K−1 . The velocity window used to calculate IHCO+ and IHCN in the two rotational lines has been defined on a case-by-case basis by using the CO(1−0) line profiles. Molecular line luminosities (L ) were computed in units of L = K km s−1 pc2 according to Eq. (1) of GS04a, where the K scale here corresponds to the brightness temperature averaged over the size of the source. Luminosity distances have been derived assuming a flat Λ-dominated cosmology described by H0 = 71 km s−1 Mpc−1 and Ωm = 0.27 (Spergel et al. 2003). Results are summarized in Tables 1 and 2. All the HCN, HCO+ and CO line profiles used in this work are displayed in Fig. 1.

3. A new HCN/HCO+ survey in LIRGs/ULIRGs: comparison with previous data The new data presented in this work represent a significant improvement in the completeness and quality of the available surveys of the dense molecular gas content of LIRGs and ULIRGs.

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Table 1. Main properties and IRAM 30 m telescope observational results of our sample of LIRGs and ULIRGs. θCO is the molecular source size at FWHM derived from interferometric CO observations found in the literature (mainly from Downes & Solomon 1998). Velocity integrated line intensities are given in antenna temperature scale (T a∗ ). 1-σ uncertainties are derived from the baseline fits. Source

a

IRAS 17208–0014 Mrk 231 IRAS 12112+0305 Arp 220 Mrk 273 IRAS 23365+3604 UGC 05101 VII Zw 31 NGC 6240 Arp 55 Arp 193 NGC 695 Arp 299 A Arp 299 B+C NGC 7469 Mrk 331 NGC 7771 Data from GC06.

RA (J2000)

Dec (J2000)

DL (Mpc)

zCO

θCO ( )

IHCN(1−0) (K km s−1 )

IHCN(3−2) (K km s−1 )

IHCO+ (1−0) (K km s−1 )

17 23 21.90 12 56 14.20 12 13 46.00 15 34 57.20 13 44 42.10 23 39 01.30 09 35 51.60 05 16 46.70 16 52 58.80 09 15 55.20 13 20 35.30 01 51 14.30 11 28 33.50 11 28 30.80 23 03 15.60 23 51 26.80 23 51 24.90

−00 17 00.1 56 52 25.9 02 48 41.0 23 30 11.5 55 53 13.1 36 21 10.4 61 21 11.6 79 40 12.0 02 24 03.8 44 19 54.7 34 08 24.6 22 34 56.2 58 33 45.3 58 33 48.3 08 52 26.3 20 35 10.0 20 06 42.6

187 186 331 80 166 280 173 238 106 176 104 136 47 47 65 72 56

0.04288 0.04220 0.07291 0.01818 0.03776 0.06438 0.03931 0.05429 0.02448 0.03984 0.02335 0.03245 0.01044 0.01044 0.01643 0.01805 0.01428

1.70 0.85 1.00 1.80 0.73 0.95 3.50 2.24 2.00 4.50 1.50 4.00 5.00 7.00 4.24 4.00 4.00

2.19 ± 0.16a 1.39 ± 0.08 0.62 ± 0.12a 8.16 ± 0.17 1.11 ± 0.13 0.39 ± 0.07a 1.40 ± 0.14 0.48 ± 0.07 2.18 ± 0.17 0.74 ± 0.07a 1.04 ± 0.09 0.43 ± 0.08a 2.04 ± 0.11a 1.29 ± 0.09a 1.85 ± 0.09a 1.35 ± 0.10a 3.81 ± 0.13a

4.73 ± 0.43 1.95 ± 0.22 0.1 could be easily achieved if the gas is clumpy, so that the radiation from the AGN can penetrate deeply into the disk (Nenkova et al. 2002). If those conditions are fulfilled, fluorescent excitation may well take over collisional excitation for the HCN, HNC and HCO+ J = 5–4 lines. The line intensities may then reflect the number of pumping photons, rather than the molecular column densities. The near equality of the HCN and HCO+ J = 5– 4 line intensities would be naturally explained, as the infrared transition wavelengths of these two species are similar. Also, the constraint on the gas density would be much relaxed, since the CO data alone can be explained by warmer, but less dense gas (We06). Infrared pumping may introduce interesting differences between HCN and HNC. The wavelength of the ν2 =1–0 transition of HNC is 1.5 times larger than that of HCN and the flux of APM 08279+5255 at 21.7 µm is twice that at 14 µm. Thus, the number of photons able to excite the HNC molecules is at least 3 times larger than that of photons which can excite HCN (or HCO+ ). Moreover, the emission of the colder dust component starts to be significant at 21.7 µm. This emission will be particularly effective, since the cold dust is better mixed with the HNC molecules than the hot dust, so that f  1. In contrast to triatomic molecules that have low energy bending states, the lowest vibrational transition of CN lies at 4.9 µm, where the flux of APM 08279+5255 is 5 times weaker than at 20 µm. The comparison of HCN, HNC and CN may then offer a way to weigh the relative importance of collisional and fluorescent excitations, assuming these molecules are co-spatial. More transitions would be needed, however, to do so.

HNC should be more abundant than HCN in this source. The relatively high HNC abundance observed in APM 08279+5255 is thus not exceptional. A survey of CN (N = 1–0) emission in luminous IR galaxies has been made by Aalto et al. (2002), who found that the CN/HCN intensity ratio, which is 1 in many LIRGs can be lower in ULIRGs. The relative weakness of CN in APM 08279+5255 is therefore also not exceptional.

3.3. Comparison with other galaxies

References

In nearby starbursts galaxies such as M 82, NGC 253, NGC 1068 and NGC 3079, the HNC and HCN J = 1–0 lines have intensity ratios 0.5 (Hüttemeister et al. 1995; Wang et al. 2004). Exceptions are some ULIRGs such as Mrk 231 (Aalto et al. 2002) and Arp 220 (Cernicharo et al. 2006), where this ratio is 1. However, the fundamental rotational lines are not necessarily good indicators of the HCN and HNC abundances, due to self-absorption. First, these lines have critical densities of 2 × 105 cm−3 , 100 times lower than the J = 5–4 lines; they are much easier to excite in dense cores, so that their intensities saturate for lower molecular column densities. Second, in the local Universe the cosmic background temperature is only 2.7 K, so that most of the HNC and HCN molecules in low density gas are in the ground J = 0 level, making envelopes optically thick to the J = 1−0 line radiation that emerges from the cores. A comparison between local ULIRGs and APM 08279+5255 must involve higher J lines. The J = 3−2 HNC and HCN lines have recently been observed in Arp 220 (Cernicharo et al. 2006) with an intensity ratio of 2.3, twice the value of the J = 1–0 line intensity ratio. The J = 3–2 line intensity ratio is more likely to reflect the [HNC]/[HCN] abundance ratio than the J = 1–0 intensity ratio, so that

Aalto, S., Polatidis, A. G., Hüttemeister, S., & Curran, S. J. 2002, A&A, 381, 783 Barvainis, R., Maloney, P., Antonucci, R., & Alloin, D. 1997, ApJ, 484, 695 Black, J., & van Dishoeck, E. F. 1999, ApJ, 369, L9 Beelen, A., Cox, P., & Benford, D. J., et al. 2006, ApJ, 642, 694 Cernicharo, J., Pardo, J. R., & Weiß, A. 2006, ApJ, 646, L49 Downes, D., Neri, R., Wiklind, T., et al. 1999, ApJ, 513, L1 García-Burillo, S., Graciá-Carpio, J., Guélin, M., et al. 2006, ApJ, 645, L17 [GB06] Green, S., & Chapman, S. 1978, ApJS, 37, 169 Hirota, T., Yamamoto, S., Mikami, H., & Ohishi, M. 1998, ApJ, 503, 717 Hüttemeister, S., Henkel, C., Mauersberger, R., et al. 1995, A&A, 295, 571 Liszt, H., & Lucas, R. 2001, A&A, 370, 576 Lucas, R., & Liszt, H. 1996, A&A, 307, 237 Nenkova, M., Ivezic, Z., & Elitzur, M. 2002, ApJ, 570, L9 Nezu, et al. 1999, J. Mol. Spectrosc., 198, 186 Schilke, P., Walmsley, C. M., & Pineau des Forêts, G., et al. 1992, A&A, 256, 595 Schröier, F. L., van der Tak, F. F. S., van Dishoeck, E. F., & Black, J. H. 2005, A&A, 432, 369 Solomon, P. M., & Vanden Bout, P. A. 2005, ARA&A, 43, 677 Spergel, D. N., et al. 2003, ApJS, 148, 175 Wang, M., Henkel, C., Chin, Y.-N., et al. 2004, A&A, 422, 883 Wagg, J., Wilner, D. J., Neri, R., et al. 2005, ApJ, 634, L13 [Wa05] Weiß, A., Downes, D., Neri, R., et al. 2006, A&A, submitted [We06] Wernli, M., Wiesenfeld, L., Faure, A., & Valiron, P. 2006, A&A, submitted

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4. Summary We have detected HNC (5–4) and tentatively CN (4–3) emission from the quasar APM 08279+5255 at z = 3.9, adding to HCN and HCO+ two new tracers of the very dense gas in high-z sources. The data are consistent with HNC and HCN being cospatial. The J = 5−4 lines of HCN and HNC are remarkable by their very high, almost equal critical densities, 2 × 107 cm−3 , which are far larger than the gas density in the central circumnuclear disk. In the absence of mid-infrared pumping, the high critical densities maintain low populations in the J = 5 and 4 levels. The HCN/HNC(5–4) line intensity ratio is then a good measure of the [HNC]/[HCN] abundance ratio. The latter, which is a sensitive probe of the chemical and physical conditions, is found to be close to 1, much larger than the corresponding ratio observed in the hot and dense Galactic molecular clouds. We stress that the J = 1−0 lines of the main isotopologues of HNC and HCN are much more easily excited and do not trace properly these species’ abundances when they are optically thick. HNC is the first metastable isomer detected in high-z sources. CN, if confirmed, would be the first radical. Their observation in APM 08279+5255 illustrates that the chemistry can be quite evolved in environments as extreme as the vicinity of the most powerful high-z quasars. Other molecules, including more complex species, might be detectable with present day instrumentation. Acknowledgements. We wish to thank P. Valiron for helpful comments on the collisional cross sections of HNC and HCN and A. Weiß and D. Downes for communicating their results prior to publication. IRAM is supported by INSU/CNRS (France), MPG (Germany) and IGN (Spain).

10 Conclusiones finales A lo largo de todo este trabajo de tesis hemos estudiado con un gran nivel de detalle las propiedades del gas molecular en las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo. Nuestra motivación principal era caracterizar a partir de dichas propiedades los procesos de formación estelar y actividad nuclear que tienen lugar en el interior de este tipo de galaxias y que son responsables de sus enormes luminosidades infrarrojas. Para ello hemos observado con los radiotelescopios milimétricos de IRAM varias muestras de galaxias infrarrojas en diferentes moléculas y transiciones. Hemos incorporado a nuestro estudio del gas molecular la información adicional procedente de otros rangos del espectro electromagnético y hemos comparado los resultados obtenidos con los publicados por otros autores en otras muestras de galaxias, como las galaxias espirales de menor luminosidad (LIR < 1011 L ), las galaxias Seyfert, los PG QSOs y las galaxias infrarrojas situadas a elevados desplazamientos al rojo. Nuestro estudio supera en numerosos aspectos a otros trabajos publicados con anterioridad. Hemos observado y analizado las propiedades del gas molecular trazado por la línea CO(1 – 0) en la mayor muestra de ULIRGs observada hasta la fecha en esa transición (capítulo 5). Hemos separado y resuelto espacialmente la emisión del gas molecular del par de galaxias interactuantes que componen la ULIRG IRAS 10190+1322 (capítulo 6), algo que sólo se había conseguido realizar hasta entonces en Arp 220, la ULIRG más próxima a la Vía Láctea. Hemos estudiado las propiedades físicas y químicas del gas molecular denso de una muestra de 17 galaxias infrarrojas (capítulos 7 y 8), superando tanto en el número de LIRGs y ULIRGs observadas como en el número de transiciones consideradas a cualquier otro estudio publicado anteriormente. Hemos derivado por primera vez la ley de Kennicutt-Schmidt del gas molecular denso para una gran variedad de tipos de galaxias y de luminosidades infrarrojas (capítulo 8). Por último, hemos detectado la emisión de las líneas HCO+ (5 – 4), HNC(5 – 4) y CN(4 – 3) en la galaxia activa hiperluminosa en el infrarrojo APM 08279+5255, aumentando de dos a cinco el número total de moléculas detectadas a z ≥ 3 (capítulo 9).

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Conclusiones finales

La mayor parte de las observaciones y de los resultados presentados en este trabajo se han publicado en forma de artículos en revistas de astronomía de reconocido prestigio (Graciá-Carpio et al. 2006, 2007, 2008b; García-Burillo et al. 2006; Guélin et al. 2007) y en actas de congresos internacionales (Planesas et al. 2005; Garcia-Burillo et al. 2006; García-Burillo et al. 2007, 2008a,b,c,d; Vanden Bout et al. 2006; Graciá-Carpio et al. 2008a). A día de hoy, según la base de datos de ADS estos trabajos han sido citados en 108 ocasiones, lo cual refleja el gran interés despertado tras su publicación. Enumeramos a continuación las conclusiones más importantes extraídas de este trabajo de tesis: La presencia de grandes cantidades de gas molecular en las galaxias es una condición imprescindible para que el fenómeno ultraluminoso en el infrarrojo tenga lugar. En promedio las ULIRGs tienen unas tres veces la masa de gas molecular de la Vía Láctea. Esto no quiere decir, sin embargo, que la masa total de gas molecular determine de manera automática la luminosidad infrarroja final de las LIRGs y las ULIRGs. A partir de nuestras observaciones de CO hemos comprobado que la correlación entre la luminosidad infrarroja y la masa de gas molecular es muy débil en este tipo de galaxias. LIR puede variar en más de un orden de magnitud entre galaxias con una misma luminosidad de la línea CO(1 – 0), independientemente de su tipo de actividad nuclear o de su fase de interacción. 0 Gran parte de la dispersión observada entre LIR y LCO(1−0) tiene su origen en las elevadas opacidades del medio interestelar características de las galaxias infrarro0 jas. Hemos interpretado la disminución del cociente de luminosidades LIR /LCO(1−0) con la anchura a media altura de la línea CO(1 – 0) como un efecto producido por la absorción del disco de gas molecular sobre la emisión en el infrarrojo de las galaxias. El hecho de que este efecto sea importante en las galaxias Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER y no lo sea en las galaxias HII, nos ha llevado a concluir que la distribución relativa de las fuentes de emisión infrarroja y el gas molecular difiere en estos dos grupos de galaxias. En las primeras la emisión en el infrarrojo se originaría principalmente en el centro de un disco o toroide de gas molecular trazado por la línea CO(1 – 0), mientras que en las segundas las fuentes de emisión infrarroja estarían distribuidas de manera uniforme en el disco de gas molecular. Las galaxias infrarrojas de tipo HII estarían pues dominadas por brotes de formación estelar recientes, mientras que las galaxias Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER deberían su emisión infrarroja a un AGN oscurecido o a un starburst circunnuclear.

Conclusiones finales

205

La concentración y densidad del gas molecular determina en gran medida la luminosidad infrarroja total de las galaxias. Una prueba de ello es que el gas molecular se encuentra altamente concentrado en el kiloparsec central de las LIRGs y las ULIRGs, tal y como demuestran las observaciones de CO de elevada resolución angular, de las cuales nuestras observaciones en IRAS 10190+1322 son un claro ejemplo. Otra prueba de ello es la estrecha correlación observada a lo largo de más de cuatro órdenes de magnitud entre la luminosidad infrarroja y la luminosidad de la línea HCN(1 – 0), y el aumento con LIR de los cocientes de luminosidades 0 0 0 0 0 0 0 0 LHCN(1−0) /LCO(1−0) , LHCO + (1−0) /LCO(1−0) , LHCO+ (3−2) /LCO(1−0) y LHCO+ (3−2) /LHCO+ (1−0) , los cuales se suelen interpretar como una medida de la densidad promedio del gas molecular en las galaxias. La ley de Kennicutt-Schmidt es la mejor forma de representar la dependencia entre la densidad del gas molecular y la tasa de formación estelar. Hemos encontrado que a partir de la densidad superficial del gas molecular denso (Σdenso ), trazado por la emisión de la línea HCN(1 – 0), es posible deducir la densidad superficial de formación estelar de una galaxia (ΣSFR ), con un error menor de un factor 3, a lo largo de más de cuatro órdenes de magnitud en Σdenso . En contra de los que se pensaba anteriormente, la pendiente de la ley de Kennicutt-Schmidt del gas molecular denso aumenta a partir de LIR ' 1011 L . Las galaxias espirales con LIR < 1011 L siguen una ley de Kennicutt-Schmidt con una pendiente ligeramente menor de la unidad, frente a las LIRGs y las ULIRGs, los PG QSOs y las galaxias infrarrojas situadas a elevados desplazamientos al rojo que obedecen una ley con una pendiente significativamente mayor que la unidad. Como consecuencia de esto, la eficiencia de formación estelar del gas molecular denso es mayor en estas galaxias que en las galaxias espirales. La variación de la pendiente de la ley de Kennicutt-Schmidt del gas molecular denso se puede explicar de varias formas. Puede estar indicando un aumento de la densidad promedio del gas molecular a partir de LIR ' 1011 L , puede estar indicando una variación real de las leyes que regulan la formación estelar en las galaxias infrarrojas o puede estar reflejando la contribución de un AGN oscurecido a la luminosidad en el infrarrojo lejano en las galaxias de mayor luminosidad. Por el momento, con la información disponible, no podemos concluir cuál de estos efectos es el que contribuye en mayor medida al cambio de pendiente observado. Un camino muy prometedor para diferenciar entre estos posibles escenarios es el estudio de la química del gas molecular en las galaxias infrarrojas. Hemos compro-

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Conclusiones finales

0 0 bado que el cociente de luminosidades LHCN(1−0) /LHCO + (1−0) aumenta con la luminosidad infrarroja de las LIRGs y las ULIRGs. El origen principal de dicho aumento es una sobreabundancia de la molécula de HCN frente a la de HCO+ que hace que el factor de conversión XHCN disminuya con LIR , en lugar de permanecer constante, como se había venido suponiendo hasta ahora. Esta sobreabundancia de la molécula de HCN frente a la de HCO+ puede estar asociada a una química de XDRs inducida por la radiación procedente de un AGN oscurecido o a una química de hot-cores en torno a regiones de formación de estrellas masivas. Este resultado indica que el gas molecular denso en las galaxias infrarrojas está sometido a unas condiciones muy distintas de las que se suelen dar en las nubes moleculares de la Vía Láctea o en las galaxias espirales con LIR < 1011 L .

Por último, hemos demostrado que con los radiotelescopios actuales es posible estudiar las propiedades físicas y químicas del gas molecular en las galaxias infrarrojas del Universo joven, cuando éste contaba apenas con un décimo de su edad actual. Hemos estimado las abundancias de las moléculas de HCN, HCO+ y HNC en la galaxia activa APM 08279+5255 (z = 3.91) suponiendo que la excitación de sus transiciones rotacionales es principalmente colisional. Las abundancias así estimadas son parecidas a las medidas en las galaxias infrarrojas del Universo local, lo que podría estar indicando que los procesos que dominan la química del gas molecular en estas galaxias son similares, a pesar de sus diferencias en luminosidades infrarrojas y desplazamientos al rojo. Dadas las elevadas densidades críticas de las transiciones observadas y la luminosidad en el infrarrojo medio de APM 08279+5255, existe la posibilidad de que la excitación de sus líneas pueda estar afectada por el bombeo infrarrojo de las moléculas a un nivel vibracional superior. De confirmarse esta posibilidad, esto querría decir que las transiciones estudiadas no trazan de manera adecuada la masa de gas molecular denso de la galaxia. Para determinarla sería necesario observar las transiciones rotacionales de otras moléculas en las que los efectos de la excitación radiativa sean menos importantes. Con este trabajo hemos demostrado cómo a partir del estudio de las propiedades del gas molecular es posible extraer conclusiones sobre las leyes que gobiernan la formación estelar en las galaxias. El cambio de pendiente detectado en la ley de Kennicutt-Schmidt del gas molecular denso puede estar indicando la existencia de modos distintos de formación estelar entre las galaxias infrarrojas y las galaxias espirales. Estas diferencias

Conclusiones finales

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podrían estar asociadas con los efectos producidos por las interacciones galácticas sobre el gas molecular, por lo que de esperar que se detecten efectos similares en épocas más tempranas de Universo, cuando las interacciones entre galaxias fueron mucho más abundantes. En este estudio hemos analizado una pequeña muestra de galaxias infrarrojas situadas a elevados desplazamientos al rojo. Su comportamiento en términos de la ley de Kennicutt-Schmidt es similar al de las galaxias infrarrojas del Universo local, pero es necesario comprobar este resultado con una muestra mayor de galaxias. En esta dirección, nuestro grupo se encuentra actualmente implicado en un ambicioso proyecto internacional que pretende medir la masa de gas molecular en varias muestras de galaxias a z ∼ 1 y z ∼ 2 a partir de observaciones de las transiciones rotacionales de la molécula de CO. El objetivo de este estudio es analizar cómo han ido evolucionando las características de la formación estelar con la edad del Universo, desde z ∼ 2 hasta nuestros días. El análisis de la ley de Kennicutt-Schmidt en esta muestra de galaxias y su comparación con la ley determinada localmente permitirá identificar si hubo o no diferencias en la forma en la que las galaxias construyeron en el pasado su componente estelar. Para realizar este tipo de estudios es necesario conocer previamente qué moléculas y transiciones son las más adecuadas para determinar la masa de gas molecular en sus diferentes fases, y cuales otras, por el contrario, son más sensibles a las condiciones de radiación y excitación a las que se encuentra sometido el gas molecular. Recientemente hemos ampliado nuestro estudio de la química del gas molecular en las galaxias infrarrojas observando la emisión rotacional de las moléculas de HNC, CN y CS. El análisis de estas observaciones nos permitirá discernir cuál es la molécula más adecuada para estimar la masa de gas molecular denso. Este estudio se apoyará en las observaciones de elevada resolución angular de transiciones ópticamente delgadas realizadas por nuestro grupo sobre las galaxias infrarrojas Arp 220 y NGC 6240. La finalización de la construcción del interferómetro milimétrico y submilimétrico ALMA a comienzos de la próxima década supondrá un salto cualitativo en el estudio de las propiedades físicas y químicas del gas molecular, permitiendo observar grandes muestras de galaxias en numerosas moléculas y transiciones, todo ello con resoluciones espaciales del tamaño de la nubes moleculares de nuestra galaxia. La combinación de las observaciones con los modelos de química del gas molecular, adaptados a las extremas condiciones de las galaxias infrarrojas, permitirá en un futuro próximo dar respuesta a la mayor parte de las cuestiones que han quedado aquí planteadas.

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209

210

Apéndices

211

212

A.

Descripción del modelo de emisión infrarroja

concentrada

Supondremos que el gas molecular de la galaxia se encuentra en su mayor parte distribuido en un toroide de revolución de radios R y r, y que éste rota a una velocidad promedio Vrot (ver la figura A.1). Supondremos también que el plano de rotación de la galaxia se encuentra inclinado respecto al plano del cielo un ángulo i. Según esto, el perfil de la línea CO(1 – 0) tendrá aproximadamente una forma gaussiana con una anchura a media altura, ∆Vm , igual a ∆Vm = 2Vrot cos (90 − i) = 2Vrot sin i = ∆Vrot sin i De esta ecuación se deduce que la anchura de la línea CO(1 – 0) debería ser igual a cero cuando la galaxia se encuentre de frente (i = 0) e igual a ∆Vrot cuando la galaxia se encuentre de perfil (i = 90). En realidad esto no sucede nunca porque el gas molecular siempre tiene una velocidad de turbulencia δV no asociada a la rotación. Podría decirse que δV es la anchura característica del conjunto de las nubes moleculares de la galaxia. Por todo esto, la ecuación que relaciona la inclinación de la galaxia con la anchura proyectada de la línea CO(1 – 0) debería ser ∆Vm = ∆Vrot sin i + δV Supondremos que la emisión infrarroja fν0 para el caso de las galaxias Seyfert 1, Seyfert 2 y LINER proviene en su mayor parte del centro del toroide. Para ciertas inclinaciones (cos i < R/r) la emisión se verá atenuada al atravesar el toroide de gas y polvo, con lo que nosotros detectaremos una densidad de flujo fν menor, que vendrá dada según la siguiente ecuación: fν = fν0 e−τν τν es la opacidad del medio a la frecuencia ν a lo largo de la línea de observación. En nuestro caso la opacidad va a depender de la inclinación de la galaxia: Z

τν =

kν ds = kν S = kν 2

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p R2 − r2 cos2 i

214

Apéndices

i

s

90 - i

R

r

Figura A.1: Dibujo esquemático del modelo de emisión infrarroja concentrada.

donde kν es el coeficiente de absorción del polvo y hemos supuesto que la densidad es constante a lo largo de la trayectoria, al igual que la distribución del tamaño de los granos. kν depende de la frecuencia considerada y suele ser menor para longitudes de onda mayores (e.g., Draine 2003). Reuniendo todas las ecuaciones anteriores se llega a que el logaritmo en base 10 de la densidad de flujo observada es igual a: log fν = log fν0 − τν log e = log fν0 − 2 log e kν

p R2 − r2 cos2 i ,

cos i